暗い音響振動：物質のパワースペクトルとハロー質量関数への痕跡
| Title |
Dark_acoustic_oscillations:_Imprints_on_the_matter_power_spectrum_and_the_halo_mass_function |
| Authors |
Timoth\'ee_Schaeffer_(1)_and_Aurel_Schneider_(1)_((1)_University_of_Zurich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12229 |
多くの非最小暗黒物質シナリオは、暗黒物質セクター内または標準モデルからの粒子との相互作用によって引き起こされる物質パワースペクトルの振動特性につながります。したがって、そのような暗黒音響振動を観測することは、暗黒物質を理解するための大きな一歩となるでしょう。非線形構造形成の過程で振動特性に何が起こるかを調査します。パワースペクトルのレベルで、振動は非線形モード結合によって平滑化され、より低い赤方偏移に向かって徐々に消えることを示します。ただし、ハロー質量関数では、現在のエポックまで同じ振動が表示されたままになります。結果として、暗い音響振動は、ハロー質量関数または高赤方偏移パワースペクトルのいずれかに基づく観測で検出できる可能性があります。さまざまな観測量、つまり、クラスター質量関数、恒星とハローの質量関係、およびライマン-$\alpha$フラックスパワースペクトルに対するこのような振動の影響を調査します。暗い音響振動はこれらすべての観測量で目に見えるままですが、それらは非常に拡張されており、振幅が小さいため、データ内の別個の特徴としてそれらを検出することは困難です。
BOSS LOWZでの赤方偏移空間クラスタリングのシミュレーションベースのモデリングからの成長率の5％測定
| Title |
Five-percent_measurements_of_the_growth_rate_from_simulation-based_modelling_of_redshift-space_clustering_in_BOSS_LOWZ |
| Authors |
Johannes_U._Lange,_Andrew_P._Hearin,_Alexie_Leauthaud,_Frank_C._van_den_Bosch,_Hong_Guo,_Joseph_DeRose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12261 |
シミュレーションベースのモデリングアプローチを使用して、半径範囲$0.4\、h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$から$63\、h^{-1}\にわたるBOSSLOWZサンプルの異方性クラスタリングを分析します。、\mathrm{Mpc}$、純粋に分析的なモデリングフレームワークで可能なことを大幅に拡張します。私たちの実物大の分析は、同様の赤方偏移での大規模な他のどの研究よりも2倍厳しい構造の成長に対する制約をもたらします。$f\sigma_8=0.471\pm0.024$を$z\おおよそ0.25$で、$f\sigma_8=0.431\pm0.025$を$z\約0.40$で推測します。PlanckCMB分析の対応する$\Lambda$CDM予測は、それぞれ$0.470\pm0.006$と$0.476\pm0.005$です。したがって、私たちの結果はPlanckと一致していますが、$f\sigma_8$の以前の低赤方偏移測定で見られた傾向に従って$\Lambda$CDM+CMB予測をわずかに下回っています。小さい放射状スケールと大きい放射状スケールは、相互に一貫した$f\sigma_8$の値を生成することがわかりますが、小さいスケールの$1〜2.5\sigma$ヒントがあります（$<10\、h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$）より大きなスケールに比べて$f\sigma_8$の値を低くすることを好みます。放射状スケールの全範囲の拘束力を分析し、$f\sigma_8$に関する多重極情報のほとんどがスケール$2\、h^{-1}\、\mathrm{Mpc}\lesssimに含まれていることを発見しました。\lesssim20\、h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$。明らかに、準非線形レジームの宇宙論的情報が収集されると、大規模モードには構造成長に関する適度な追加情報しか含まれません。最後に、2つのサンプルの銀河-銀河レンズ振幅の予測をSDSSからの測定値と比較し、我々の発見に照らしてレンズ効果が低いことを評価します。
SGRBに関する知識はBNSの距離測定にどのように影響しますか？
短いガンマ線バーストに関連する二元中性子星は、宇宙論への応用の可能性があるため、GW170817の観測以来広く注目を集めています。一方、この種のイベントをさらに適用すると、特に正面の限界で、光度距離と傾斜角の間の縮退の問題が発生します。この論文では、傾斜角のガウス事前分布を考慮に入れることによって、この問題に対処することを目指しています。結果として生じる事後分布の特性をテストするために、第3世代の検出器の数と以前のスケールを変化させることにより、1000イベントの4つのカタログを生成します。検出器のネットワークは、単一の検出器よりも多くのイベントを認識する傾向があることがわかりました。さらに、より厳密な事前確率を採用し、複数の検出器を採用することで、特定の赤方偏移でのエラーが低くなります。また、広く採用されている式$\sigma_{\Deltad_{\rmL}0}=2d_{\rmL}/\rho$の有効性も考慮されます。この式は、赤方偏移の増加に伴って過大評価から過小評価に変化します。$\Lambda$CDM宇宙論の場合、$1\％$$H_0$の精度を達成するには、4つの構成に800、300、500、および200のイベントが必要です。各カタログに1000のイベントすべてがある場合、$H_0$は$0.9\％$、$0.4\％$、$0.7\％$、および$0.4\％$に制限できますが、$\Omega_m$のエラーは0.014、0.008、0.016、およびそれぞれ0.012。さらに、$\sigma_{\Deltad_{\rmL}0}$を採用すると、宇宙論的パラメーターの誤差が過小評価され、逆の場合は事前評価が厳しくなり、過大評価されます。ガウス過程の結果は、重力波の標準サイレンが従来の標準キャンドルよりも高い赤方偏移に達する可能性があることも示しています。特に、検出器のネットワークが利用可能な場合は、事前の変更による影響はわずかです。
予期せぬLIGOイベントとミラーワールド
LIGOイベントGW190521、GW190425、およびGW190814がミラーワールドバイナリから発生した可能性があると考えています。星の進化論は、いわゆる上部と下部の質量ギャップを予測しており、これらの合併コンポーネントの質量はそのギャップにあります。これらの挑戦的な出来事を説明するために、非常に具体的な仮定が必要であり、そのようなシナリオは、星形成が早く始まり、物質密度が通常の物質密度の5倍を超える可能性があるミラーワールドで桁違いに可能性が高いと主張します。
リラックスして融合する銀河団の形態。モノリシックミンコフスキー汎関数の解析モデル
| Title |
Morphology_of_relaxed_and_merging_galaxy_clusters._Analytical_models_for_monolithic_Minkowski_functionals |
| Authors |
C._Schimd,_M._Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12634 |
銀河団は、特にそれらの境界を越えて、質量集合の初期および中間段階の間に豊富な形態を示します。ミンコフスキー汎関数から推定された形状ファインダーに基づく分類スキームを調べて、緩和および結合クラスター、フィラメント構造によって供給されるクラスター、クラスターペアブリッジなどの銀河団の形態学的多様性を完全に説明します。これらの構成は、理想化された幾何学的モデルと分析式で便利に処理され、その一部は斬新です。CLASHおよびLC$^2$クラスターと、観測されたクラスターペアブリッジの例について説明します。
LIGO / Virgoダークサイレンによる宇宙論：ハッブルパラメータと修正された重力波伝搬
| Title |
Cosmology_with_LIGO/Virgo_dark_sirens:_Hubble_parameter_and_modified_gravitational_wave_propagation |
| Authors |
Andreas_Finke,_Stefano_Foffa,_Francesco_Iacovelli,_Michele_Maggiore_and_Michele_Mancarella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12660 |
「ダークサイレン」（電磁対応物のないコンパクトなバイナリ合体）を銀河カタログと相関させるための方法論の詳細な研究を提示します。現在の最先端技術に関するいくつかの改善を提案し、それらを公開されたLIGO/Virgo重力波（GW）検出に適用して、統計の予想される増加とともに、最終的には体系的なエラーのいくつかの原因の詳細な調査を実行します。支配的な制限になります。ダークサイレンのみからの$H_0$の測定値を提供し、最良の結果として$H_0=75^{+25}_{-22}\、\、{\rmkm}\、{\rms}^{を見つけます。-1}\、{\rmMpc}^{-1}$（$68\％$cl、範囲$[20,140]\、\、{\rmkm}\、{\rms}のフラットプライアの場合^{-1}\、{\rmMpc}^{-1}$）これは、現在、ダークサイレンのみを使用して取得された最も厳しい制約です。ダークサイレンとGW170817の対応物を組み合わせると、$H_0=70^{+11}_{-7}\、{\rmkm}\、{\rms}^{-1}\、{\rmMpc}^{-1}$。また、ダークエネルギーの煙を吐く銃である修正GW伝搬と宇宙論的スケールでの重力の修正についても研究し、ダークサイレンの現在の観測がすでに興味深い限界を提供し始めていることを示しています。ダークサイレンだけから、GRからの偏差を測定するパラメータ$\Xi_0$の最良の結果（GRで$\Xi_0=1$を使用）は$\Xi_0=1.88^{+3.83}_{-1.10}$です。最後に、フレアZTF19abanrhrをバイナリブラックホール合体GW190521の電磁的対応物として暫定的に特定した場合の、修正されたGW伝搬の制限について説明します。この場合、最も厳しい結果は$\Xi_0=1.6^{+1.0}_{-0.6です。}$。公開されているコード$\tt{DarkSirensStat}$をリリースします。これは、https：//github.com/CosmoStatGW/DarkSirensStatでオープンソースライセンスの下で入手できます。
KMT-2019-BLG-0371とベイズ分析の限界
| Title |
KMT-2019-BLG-0371_and_the_Limits_of_Bayesian_Analysis |
| Authors |
Yun_Hak_Kim,_Sun-Ju_Chung,_Jennifer_C._Yee,_A._Udalski,_Ian_A._Bond,_Youn_Kil_Jung,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Radek_Poleski,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Michal_K._Szyma\'nski,_Pawel_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Yoshitaka_Itow,_Yuki_Hirao,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Daisuke_Suzuki,_Paul_J._Tristram,_Yuzuru_Tanaka,_Tsubasa_Yamawaki,_and_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12206 |
マイクロレンズイベントKMT-2019-BLG-0371の光度曲線のピークでの摂動が、ホスト星と惑星の間の質量比が$q\sim0.08$のモデルによって説明されることを示します。イベント期間が短いため（$t_{\rmE}\sim6.5\$日）、このシステムの2番目のオブジェクトは巨大な巨大惑星である可能性があります。ベイズ分析によると、このシステムは、質量$M_{\rmh}=0.09^{+0.14}_{-0.05}M_{\odot}$のホスト星と質量のある巨大な巨大惑星で構成されている可能性が高いことが示されています。$M_{\rmp}=7.70^{+11.34}_{-3.90}M_{\rmJup}$。ただし、セカンダリを惑星として（つまり、$M_{\rmp}<13M_{\rmJup}$を持つ）解釈することは、完全にベイズ分析に基づいています。このイベントを動機として、マイクロレンズイベントのベイズ分析にどの制約が有意義に影響するかを判断するための調査を実施します。このようなベイズ分析から推測される質量は、ほぼ完全に$\theta_{\rmE}$の測定値によって決定され、イベントの方向などの他の要因に比較的鈍感であることがわかります$（\ell、b）$、レンズソースの相対固有運動$\mu_{\rmrel}$、または以前の特定の銀河モデル。
明るい後期F矮星HD5278（TOI-130）の周りでエスプレッソによって発表されたサブネプチューンと非通過海王星質量コンパニオン
| Title |
A_sub-Neptune_and_a_non-transiting_Neptune-mass_companion_unveiled_by_ESPRESSO_around_the_bright_late-F_dwarf_HD_5278_(TOI-130) |
| Authors |
A._Sozzetti,_M._Damasso,_A._S._Bonomo,_Y._Alibert,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_S._C._C._Barros,_J._Lillo-Box,_K._G._Stassun,_J._Winn,_S._Cristiani,_F._Pepe,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_R._Allart,_T._Barclay,_F._Bouchy,_A._Cabral,_D._Ciardi,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_D._Ehrenreich,_M._Fasnaugh,_P._Figueira,_J._Haldemann,_J._M._Jenkins,_D.W._Latham,_B._Lavie,_G._Lo_Curto,_C._Lovis,_C._J_._A._P._Martins,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_G._Micela,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_M._Oshagh,_J._Otegi,_E._Pall\'e,_E._Poretti,_G._Ricker,_D._Rodriguez,_S._Seager,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_J._D._Twicken,_and_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12300 |
[簡略化]VLT上の超安定エシェル分光器ESPRESSOの極端な視線速度（RV）精度を利用して、近くの明るく遅い軌道を周回するTESSによって明らかにされた通過するサブネプチューンTOI-130bの物理的特性を明らかにします周期$P_{\rmb}=14.3$のF型星HD5278（TOI-130）。43個のESPRESSO高解像度スペクトルと広帯域測光情報を使用して、HD5278の正確な恒星大気および物理パラメータを導出します。TESS光度曲線（LC）と分光診断を利用して、ESPRESSORVに対する恒星活動の影響を測定します。完全ベイジアンフレームワークを使用して、ESPRESSORV+TESSLCの共同分析を実行し、システムパラメータを決定します。HD5278の更新された恒星パラメータは、T$_\mathrm{eff}=6203\pm64$K、$\logg=4.50\pm0.11$dex、[Fe/H]=$-0.12\pm0.04$です。dex、M$_\star=1.126_{-0.035}^{+0.036}$M$_\odot$およびR$_\star=1.194_{-0.016}^{+0.017}$R$_\odot$。HD5278bの質量と半径を$M_{\rmb}=7.8_{-1.4}^{+1.5}$M$_\oplus$および$R_{\rmb}=2.45\pm0.05と決定します。$R$_\oplus$。導出された平均密度$\varrho_{\rmb}=2.9_{-0.5}^{+0.6}$gcm$^{-3}$は、実質的な（$\sim30\％$）水塊分率と測定半径の$\sim17\％$を含むガスエンベロープ。ホストの明るさと照射レベルを考えると、HD5278bは、HSTとJWSTによるフォローアップ大気特性測定のためにG-F原色を周回する最良のターゲットの1つです。期間が$P_{\rmc}=40.87_{-0.17}^{+0.18}$日で、最小質量が$M_{\rmc}\sinである、システム内の2番目の非通過コンパニオンを発見しました。i_{\rmc}=18.4_{-1.9}^{+1.8}$M$_\oplus$。通過するサブネプチューンの増加する人口の新たな傾向を研究し、$T_\mathrm{eff}\を使用してGFプライマリの周りに接近した$10-15$M$_\oplus$コンパニオンの発生が少ないことの統計的証拠を提供します。gtrsim5500$K。
湿った対流雲での雷の発生と木星の水量に対する制約
| Title |
Lightning_generation_in_moist_convective_clouds_and_constraints_on_the_water_abundance_in_Jupiter |
| Authors |
Yury_S._Aglyamov,_Jonathan_Lunine,_Heidi_N._Becker,_Tristan_Guillot,_Seran_G._Gibbard,_Sushil_Atreya,_Scott_J._Bolton,_Steven_Levin,_Shannon_T._Brown,_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12361 |
最近のJunoの観測により、木星での雷検知の時間的および空間的範囲が大幅に拡大されました。これらのデータを使用して、木星の大気中の湿った対流と雷の生成のモデルを制約し、水雲の基部にあるおおよそ太陽の豊富な水を導き出します。Juno（Beckeretal。、2020、Nature、584、55-58）によって観測され、2バール未満の圧力に対応する高度で発生する閃光として定義される浅い雷が再現され、より深い範囲の圧力での雷も再現されます。水雲底の下のものを含みます。雷の発生には、氷点下の温度に対応する高度で液体の水を安定させるためにアンモニアが必要であることがわかります。太陽直下の水の値を含む、雷が発生する可能性のあるさまざまな局所的な水量を見つけます。これは、深部酸素量の他の決定と一致しています。
M3プロジェクト：1-火星表面のグローバルハイパースペクトルイメージキューブ
| Title |
The_M3_project:_1-_A_global_hyperspectral_image-cube_of_the_Martian_surface |
| Authors |
Lucie_Riu,_Fran\c{c}ois_Poulet,_John_Carter,_Jean-Pierre_Bibring,_Brigitte_Gondet,_Mathieu_Vincendon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12448 |
この論文は、イメージングスペクトロメータOMEGA（ObservatoirepourlaMin\'eralogie、l。'Eau、lesGlacesetl'Activit\'e）ESA/MarsExpressに搭載。目的は、火星の表面の大部分をカバーする32px/{\deg}の火星のグローバルな3Dイメージキューブを作成して提供することです。この製品にはいくつかの利点があります。まず、火星の任意の場所から大気およびエアロゾル補正された近赤外線（NIR）スペクトルを瞬時に抽出するために使用できます。次に、ここで説明するように、いくつかの新しいデータマップを作成できます。これには、新しい世界的な鉱物分布、定量的な鉱物存在量分布、およびコンパニオンペーパー（Riuetal。、提出済み）に詳述されている火星の表面化学（wt％酸化物）のマップが含まれます。ここでは、数億のスペクトルからグローバルハイパースペクトルキューブを導出する方法を紹介します。次に、いくつかの苦鉄質鉱物のグローバルマップが表示され、以前の作品と比較されます。
M3プロジェクト：2--火星における苦鉄質鉱物の存在量の世界的な分布
| Title |
The_M3_project:_2_--_Global_distributions_of_mafic_mineral_abundances_on_Mars |
| Authors |
Lucie_Riu,_Fran\c{c}ois_Poulet,_Jean-Pierre_Bibring,_Brigitte_Gondet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12450 |
放射伝達モデルを使用して、火星の火成地形を表す数百万のオメガ（ObservatoirepourlaMin\'eralogie、l'Eau、lesGlacesetl'Activit\'e）スペクトルを再現しました。このタスクは、惑星スケールでのモーダル組成と粒子サイズを提供しました。岩相は、kmスケールの5つの鉱物マップにまとめることができます。火星表面の低アルベド赤道域（60{\deg}Sから30{\deg}N）は、平均存在量が約50vol％の斜長石と、平均存在量が40volに近い輝石によって世界的に支配されていることがわかりました。％。LCP/（LCP+HCP）比の進化は、地球規模で時間とともに観察され、火星時代を通して部分溶融の程度の進化を示唆しています。かんらん石と火星のほこりは、モデル化された地形のマイナーなコンポーネントです。かんらん石の分布は他の鉱物とはかなり異なります。これは、カンラン石が20vol％に達する量の局所的な領域に見られるためです。k-meansクラスタリングを使用して、存在量マップのピクセルを分類する統計的アプローチでは、表面上の7つの異なる鉱物群が強調表示されました。この分類は、多様な鉱物学的ユニットがノアキアとヘスペリアンの地形に見られることを示しています。これは、2つの最も古い時代の世界規模でのさまざまで複雑なマグマプロセスの存在を示唆しています。化学組成は、モーダル組成マップから導き出されました。オメガ由来の化学組成は、火星の表面の指紋と以前に考えられていたいくつかの特徴的な地球化学的特性と完全に一致しています。主な不一致は、GRSおよび現場測定からの土壌および岩石分析よりも大幅に少ないFe含有量に関するものです。不一致は、スペクトルモデリングに使用された仮定によって部分的に説明されるか、表面変化の外皮を示す可能性もあります。
火星のMawrthVallis：将来の現場探査のための魅力的な場所
| Title |
Mawrth_Vallis,_Mars:_a_fascinating_place_for_future_in_situ_exploration |
| Authors |
Fran\c{c}ois_Poulet,_Christoph_Gross,_Briony_Horgan,_Damien_Loizeau,_Janice_L._Bishop,_John_Carter,_Csilla_Orgel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12479 |
マーズサイエンスラボラトリーローバーの着陸に成功した後、NASAとESAの両方が、それぞれMars2020とExoMarsミッションの潜在的な着陸地点の選択プロセスを開始しました。MawrthVallis地域にある2つの楕円が提案され、一連の会議で評価されました（Mars2020ミッション用に3つ、ExoMars用に5つ）。ここでは、提案された2つの楕円の地域的背景と、これら2つのミッションの目的の枠組みについて説明します。楕円の主要な科学的目標とそれらの宇宙生物学的関心が報告されています。この作業は、提案された楕円が、火星の過去の気候を調査し、可能な過去の居住可能な環境の全体像を構築し、それらの外部生物学的可能性を評価し、生命存在指標を検索するために、空中、地下、および/または水中の特徴の複数の過去の火星の湿った環境を含むことを確認します保存状態の良い岩で。各ローバーの名目上のミッション中のいくつかの重要な調査をカバーするミッションシナリオ、およびサイトが科学的要件と火星探査の期待をどのように満たすかについての説明も提示されます。これらは、新しいミッションでマースバリス地域の潜在的な将来の探査の基礎として機能し、資源と科学の発見の観点から火星の人間の探査の機会を説明します。
耐火性炭素粒子の破壊は、原始惑星系円盤化学の最終段階を推進します
| Title |
Destruction_of_refractory_carbon_grains_drives_the_final_stage_of_proto-planetary_disk_chemistry |
| Authors |
Arthur_D._Bosman,_Felipe_Alarcon,_Ke_Zhang_and_Edwin_A._Bergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12502 |
ここでは、原始惑星状星の化学を再考するために、強力なC2H線の起源を探ることを目指しています。分析を推進する重要な側面がいくつかあります。まず、C2Hは老若男女のシステムで検出され、長寿命の化学作用を示唆しています。第二に、ラジカルとして、C2Hは1000年以内に急速に破壊されます。これらの2つのステートメントは、C2H放出の原因となる化学物質が主に気相にあり、平衡状態にある必要があることを示唆しています。新しい化学モデルと公開された化学モデルを組み合わせると、総揮発性（ガスと氷）のC/O比を上げることが、長寿命で高C2Hの存在量を生み出す唯一の自然な方法であることがわかります。\ce{C2H}のほとんどは、Fuv/n-gas〜10^-7G0cm^3のガスに存在します。揮発性C/O比を上げるには、追加の炭素をガスに放出して、酸素の少ない条件下で平衡化学を可能にする必要があります。炭素に富む粒子の光アブレーションは、C/O比を1.5以上に上げる最も簡単な方法のようであり、長寿命の平衡サイクルを促進します。Fuv/n-gas〜10^-7G0cm^3条件によって設定されたガスディスク内の高いC/O比と高いC2H存在量の存在に最適な条件の領域は、ペブルディスクのすぐ外側にあります。おそらくディスクギャップでも。したがって、このプロセスは、C2H観測で見られる構造（のヒント）を説明することもできます。
3D流体力学モデルを使用した10830 {\ AA}吸収のシミュレーションにより、WASP-107bの上層大気における太陽のHeの存在量が明らかになります。
| Title |
Simulation_of_10830_{\AA}_absorption_with_a_3D_hydrodynamic_model_reveals_the_solar_He_abundance_in_upper_atmosphere_of_WASP-107b |
| Authors |
M._L._Khodachenko,_I._F._Shaikhislamov,_L._Fossati,_H._Lammer,_M.S.Rumenskikh,_A._G._Berezutsky,_I._B._Miroshnichenko,_M.A._Efimof |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12504 |
WASP-107bの透過分光法では、ドップラー速度範囲[-20;10]km/s、これは他の太陽系外惑星で測定されたものよりも強いです。専用の3D自己無撞着流体力学多流体モデルを使用して、WASP-107bの膨張する上層大気を計算し、観測精度内で測定されたHeI吸収プロファイルを再現し、恒星のXUVフラックスを（6-10）ergcm-2sに制限しました。-1auで-1、上層大気のヘリウム存在量He/Hは0.075-0.15。準安定HeI原子に作用する放射圧は、吸収プロファイルの形状に影響を与える重要な要因であることが示されました。その効果は、HeI準安定状態の衝突的な過疎化のプロセスによって相殺されます。全体として、WASP-107bで観測されたHeI吸収は、恒星惑星系の予想される合理的なパラメーターと、電子および原子の衝突プロセスの適切な説明によって解釈できます。
経験的構造モデルによる木星の重力場、慣性モーメント、およびコア特性の接続
| Title |
Connecting_gravity_field,_moment_of_inertia,_and_core_properties_in_Jupiter_through_empirical_structure_models |
| Authors |
Benno_A._Neuenschwander,_Ravit_Helled,_Naor_Movshovitz,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12508 |
木星の内部構造を制約することは、木星の形成と進化の歴史を理解するために重要です。ジュノの測定された重力場に適合する木星の最近の内部モデルは、不均一な内部と潜在的に希釈されたコアの存在を示唆しています。ただし、これらのモデルは、モデルの仮定と使用される状態方程式に強く依存します。補完的なモデリングアプローチは、経験的構造モデルを使用することです。これらは後で惑星内部の新しい洞察を明らかにするために使用され、標準モデルと比較されます。ここでは、密度プロファイルが区分的ポリトロープ方程式によって構築される木星の経験的構造モデルを提示します。これらのモデルを使用して、正規化された慣性モーメント（MoI）と重力モーメント$J_2$および$J_4$との関係を調査します。木星の最初の数個の重力モーメントのみが高精度で測定されることを考えると、MoI値の正確で独立した測定を使用して、木星の内部をさらに拘束できることを示します。$\sim0.1\％$よりも高い精度でMoIを独立して測定すると、木星のコア領域とそのエンベロープ内の密度の不連続性を制約できます。$\sim$1Mbarで密度の不連続性を持つモデルは、推定される水素-ヘリウム分離を生成するように、木星のファジーコアに対応することがわかります。次に、ポリトロープを使用することの適切性を、多項式に基づく経験的モデルと比較することによってテストします。どちらの表現も、コア質量やMoIなどの量の密度プロファイルと値の範囲が類似していると結論付けます。
火星のクモ形成におけるガスの流れ
南極地域に位置する火星のアラネイフォーム地形は、CO$_{2}$氷床下の固体温室効果に関連すると考えられている中央のピットと放射状の谷を持つ特徴で構成されています。この氷の底での昇華は、ガスの蓄積、氷の破砕、ガスの流れ、およびベントから表面への同伴レゴリスにつながります。ガスには2つの可能な経路があります。Kiefferetal（2007）によって提案された氷スラブと下にあるレゴリスの間のギャップを通る経路、または透過性のレゴリス層の細孔を通る経路です。これは、レゴリスの特性がHaoetal。によって示唆されているように、隣接するクモ間の間隔。レゴリスの特性に制約を課すために、この仮説を定量的にテストします。以前に推定された流量と熱物理学的議論に基づいて、レゴリスを通る完全なガス流をサポートするには多孔質レゴリスの深さが不十分であることを示唆します。対照的に、レゴリス-氷のギャップを通る自由ガスの流れは、センチメートルのオーダーのギャップサイズの可能性のある流量を供給することができます。このサイズのギャップは、上にある氷のスラブを上向きに曲げるガス圧によって、または元のKiefferetal（2007）モデルで提案されているように完全に浮揚させることによって、クモの特徴の中心で開くことができます。したがって、私たちの計算は、レゴリスと氷の間に開いたギャップを通って流れるガスの少なくとも一部をサポートしています。レゴリスの特性は、たとえば中央の穴と谷の侵食を制御するレゴリスの凝集によって、クモの形態の進化において依然として役割を果たす可能性が最も高いです。
ビジュアル連星における太陽系外惑星の人口調査：ボリュームが制限されたガイアDR2と文献検索からの人口傾向
| Title |
The_Census_of_Exoplanets_in_Visual_Binaries:_population_trends_from_a_volume-limited_Gaia_DR2_and_literature_search |
| Authors |
Cl\'emence_Fontanive_and_Daniella_Bardalez_Gagluiffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12667 |
太陽系外惑星と褐色矮星を200個以内でホストしている星に視覚的に共動するバイナリコンパニオンについて、文献とGaiaDR2で広範な検索を提示します。938個のうち218個の惑星ホストがマルチスターシステムの一部であり、10個の新しく発見されたバイナリと2個の新しい3次恒星コンポーネントがあることがわかりました。これは、すべてのスペクトルタイプにわたる太陽系外惑星へのホストの全体的な生の多重度率が23.2$\pm$1.6％であることを表しており、マルチ惑星システムは2.2$\sigma$レベルで重複頻度が低いことがわかりました。より大規模なホストはより頻繁にバイナリ構成であり、複数のシステムの惑星を持っている星は主に恒星のバイナリの最も大規模なコンポーネントであることがわかりました。惑星の質量と分離の関数としての多重度の調査により、質量が0.1MJupを超える巨大惑星は、3.6$\sigma$の差がある小さな木星型惑星よりも恒星のバイナリでより頻繁に見られることが明らかになりました。この傾向は、最も質量の大きい惑星（>7MJup）短周期（<0.5AU）の惑星と褐色矮星の仲間。二値性は、低質量惑星（<0.1MJup）または暖かくて冷たいガス巨人（>0.5AU）の人口統計に有意な影響を及ぼさないことがわかりました。恒星のコンパニオン質量は惑星の特性に影響を与えないように見えますが、バイナリ分離は、結果として生じる惑星系の構造における重要な要因のようです。1000AU未満の分離の恒星コンパニオンは、巨大な近接惑星の形成または進化において役割を果たすことができますが、より広いバイナリの惑星は、単一の星を周回する惑星と同様の特性を示します。最後に、1〜3秒角未満の分離に関する多数の恒星の仲間は、この日付まで発見されていない可能性があります。報告された傾向を確認し、太陽系外惑星の多重度が果たす役割をさらに理解するには、数十から数百のAUの分離に関する恒星の多重度の知識を完成させるための継続的な努力が不可欠です。
TNG50シミュレーションと3D-HST観測における空間的に分解された星形成と裏返しのクエンチング
| Title |
Spatially_Resolved_Star_Formation_and_Inside-out_Quenching_in_the_TNG50_Simulation_and_3D-HST_Observations |
| Authors |
Erica_J._Nelson,_Sandro_Tacchella,_Benedikt_Diemer,_Joel_Leja,_Lars_Hernquist,_Katherine_E._Whitaker,_Rainer_Weinberger,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Bryan_A._Terrazas,_Rebecca_Nevin,_Gabriel_B._Brammer,_Blakesley_Burkhart,_Rachel_Cochrane,_Pieter_van_Dokkum,_Benjamin_D._Johnson,_Lamiya_Mowla,_Rudiger_Pakmor,_Rosalind_E._Skelton,_Joshua_Speagle,_Volker_Springel,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger,_Stijn_Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12212 |
IllustrisTNGの高解像度TNG50シミュレーションとz〜1での3D-HSTスリットレス分光調査からの観測との間で、星形成主系列（SFMS）（1kpcスケールで統合および解決されたものの両方）を比較します。統合された星形成率（SFR）とは対照的に、TNG50の星形成主系列の傾きと正規化は、3D-HSTからの観測をプロスペクターベイズ推定フレームワークに適合させることによって得られた値と定量的に一致していることがわかります。観測された主系列の正規化とシミュレートされた主系列の正規化の間の0.2-1dexの以前のオフセットは、プロスペクターからの更新された質量とSFRを使用すると解決されます。観測の不確実性を考慮した後でも、M_*>10^10Msunのより大きな銀河では、3D-HSTよりもTNG50の方が一般的に散乱が小さくなっています。分解された星形成を比較すると、TNG50と3D-HSTの間にも良好な一致が見られます。SFMSの下、上、および上のすべての質量と半径での銀河の平均比星形成率（sSFR）放射状プロファイルは、正規化と形状の両方で類似しています。。M_*>10^10.5Msunの最も注目に値する巨大な銀河は、進行中の消光のためにSFMSを下回り、TNG50と3D-HSTの両方で明確な中央SFR抑制を示しています。TNGでは、この裏返しの消光は、低降着率で動作する超大質量ブラックホール（SMBH）フィードバックモデルによるものです。対照的に、これと同じ物理的なSMBHメカニズムがない元のIllustrisシミュレーションでは、データに見られる中央のSFRプロファイル抑制は再現されません。観測されたsSFRプロファイルは、TNG消光メカニズムと、それが銀河の中心にあるキロパーセクスケールのガスにどのように影響するかをサポートします。
TNG50シミュレーションによる天の川銀河とM31のような銀河の周りの衛星の豊富さ：多様性の問題
| Title |
The_abundance_of_satellites_around_Milky_Way-_and_M31-like_galaxies_with_the_TNG50_simulation:_a_matter_of_diversity |
| Authors |
Christoph_Engler,_Annalisa_Pillepich,_Anna_Pasquali,_Dylan_Nelson,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Kun_Ting_Eddie_Chua,_Eva_K._Grebel,_Volker_Springel,_Federico_Marinacci,_Rainer_Weinberger,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12215 |
宇宙論的電磁流体力学シミュレーションのIllustrisTNGスイートの最終回であるTNG50で、198個の天の川（MW）とM31のようなホストの周りの衛星銀河の存在量を研究します。MW/M31のような類似体は、z=0で比較的孤立したMstar=10^10.5-11.2Msunの恒星質量を持つ円盤状銀河として定義されます。衛星を300kpc（3D）彼らのホストの中で、私たちは個々のホスト銀河全体に驚くべきレベルの多様性とホスト間のばらつきを見つけました。中央値（16パーセンタイル-84パーセンタイル）TNG50MW/M31のような銀河は、Mstarが5*10^6Msunを超える合計5（2-11）の衛星をホストし、Mstar〜10^8.5Msun（10^7.4-9.4Msun）。Mdyn>5*10^7Msunのサブハロの存在量は、10倍以上大きくなっています。これまでに蓄積されたすべての衛星（サブハロ）の数は、生き残った衛星よりも4〜5倍（3〜5）多くなっています。z=0まで。銀河の恒星の質量が大きく、Kバンドの光度が明るく、ハローの総質量が大きく、最近のハローアセンブリのホストは、通常、存続する衛星の数が多くなります。TNG50MW/M31のような銀河の周りの衛星の存在量は、観測調査（SAGAなど）および以前のシミュレーション（Latteなど）からの同様のホストと一致しています。観測されたMW衛星システムは、考慮されているすべての恒星質量にわたってTNG50散乱内にありますが、M31は、おそらく体積と質量の制限のために、1シグマ散乱よりもわずかに衛星が豊富です。小マゼラン雲のような衛星と小マゼラン雲の両方を備えたシステムがいくつかあります。TNG50には衛星の欠落の問題はありません。
蓄積されているか、蓄積されていないか？シミュレーションと観測からの銀河の付着質量の割合
| Title |
Accreted_or_Not_Accreted?_The_Fraction_of_Accreted_Mass_in_Galaxies_from_Simulations_and_Observations |
| Authors |
Rhea-Silvia_Remus_and_Duncan_A._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12216 |
銀河形成の2段階のシナリオでは、銀河の恒星の質量成長は、最初にその場での星形成によって支配され、続いて降着によって支配されます。流体力学的宇宙論的シミュレーションMagneticumから、約500個の銀河に付着した恒星の質量の動径分布を分析します。一般に、質量の大きい銀河は降着率が高いという点で他のシミュレーションとよく一致していますが、質量の小さい銀河では降着率が高いと予測しています。降着成分とその場成分の半径方向の分布に基づいて、完全に降着が支配的なものから完全にその場で支配的なものまで、6つの銀河クラスを定義し、そのような銀河のその場と付着が支配的な領域間の遷移半径を測定します移行。私たちの銀河の約70％は1つの遷移半径を持っています。しかし、銀河の約10％がどこでも降着が支配的であり、約13％が2つの遷移半径を持ち、中心と周辺の両方が降着が支配的であることがわかります。これらのクラスは、銀河の合体の歴史、特に合体の低温ガスの割合と強く相関していることを示しています。高い総原位置（低い降着）の割合は、より小さく、より低い質量の銀河、より低い中心暗黒物質の割合、およびより大きな遷移半径に関連していることがわかります。最後に、多くの初期型銀河で見られる観測された表面輝度プロファイルの低下は、その場から降着が支配的な領域への遷移に対応せず、推定される質量分率は真の降着質量を示していないことを示します。代わりに、これらのディップには、銀河の乾いたマイナーな合併アセンブリの履歴に関する情報が含まれています。
矮小銀河の無線で選択されたAGNにおける流出、衝撃、および冠状線放射
| Title |
Outflows,_Shocks_and_Coronal_Line_Emission_in_a_Radio-Selected_AGN_in_a_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
M._Molina_(1),_A._E._Reines_(1),_J._E._Greene_(2),_J._Darling_(3),_J._J._Condon_(4)_(1_Montana_State,_2_Princeton,_3_U_Colorado,_4_NRAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12217 |
矮小銀河の巨大なブラックホール（BH）は、BHシードに強い制約を与える可能性がありますが、それらを確実に検出することは非常に難しいことで有名です。最近、高解像度の電波観測が、近くの矮小銀河に降着している大量のBHを特定するために使用され、かなりの部分が非核であることがわかりました。ここでは、ジェミニ北からの面分光器（IFU）データを使用して、矮小銀河におけるこれらの無線で選択された活動銀河核（AGN）の光学的追跡調査の最初の結果を示します。矮小銀河J1220+3020に焦点を当てます。これは、電波源をカバーする核SDSSスペクトルに明確な光学AGNシグネチャを示していません。新しいIFUデータを使用して、AGNコロナルライン[FeX]を介して活動銀河の存在を確認し、電波源と一致する[OI]放射を強化します。さらに、広範なH$\alpha$放出を検出し、$M_{\rmBH}=10^{4.9}M_\odot$のBH質量を推定します。狭い輝線比を標準のBPT診断およびショックモデルと比較します。空間的に分解されたBPTダイアグラムは、特に[OI]/H$\alpha$でいくつかのAGN署名を示していますが、全体としてAGNを明確に識別していません。私たちのデータを衝撃モデルと比較すると、AGNを取り巻く衝撃放出が明確に示されます。データと最も一致する物理モデルは、周囲のガスを光イオン化し、衝撃励起する放射的に非効率的な降着流（RIAF）を備えたアクティブなBHです。フィードバックは矮小銀河の電波で選択されたBHで重要であり、電波調査は、光学調査だけでは検出できない矮小銀河の低降着率BHの集団を調査する可能性があると結論付けています。
$ z = 1-5 $でのTNG50銀河の塵の連続サイズ：恒星の光、星、塵、H $ _2 $の分布との比較
| Title |
The_dust-continuum_size_of_TNG50_galaxies_at_$z=1-5$:_a_comparison_with_the_distribution_of_stellar_light,_stars,_dust_and_H$_2$ |
| Authors |
Gerg\"o_Popping,_Annalisa_Pillepich,_Gabriela_Calistro_Rivera,_Sebastian_Schulz,_Lars_Hernquist,_Melanie_Kaasinen,_Federico_Marinacci,_Dylan_Nelson_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12218 |
$z=1-5$の間のTNG50シミュレーションから引き出された何千もの主系列銀河のダスト連続放出の範囲の予測を提示します。この目的のために、私たちは放射伝達コードSKIRTをTNG50シミュレーションの出力に結合し、天の川のダストタイプと金属量に依存するダスト対金属比を仮定して、モデル化された銀河のダスト連続半光半径を測定します。観測フレーム850$\mu$mでのダスト連続体の半光半径は恒星の半質量半径よりも最大$\sim$75％大きいが、観測フレーム1.6$\mu$よりも大幅にコンパクトであるm（Hバンドにほぼ対応）半光半径、特に高赤方偏移に向けて：1.6$\mu$m放射と比較したコンパクトさは、赤方偏移とともに増加します。これは、銀河の中心からの恒星の光の不明瞭化によって引き起こされ、850$\mu$mの場合と比較して1.6$\mu$mのディスクサイズの見かけの範囲が増加します。観測されたフレームの1.6$\mu$mの放射は、これまでになく短い波長の恒星放射に起因するため、相対的な範囲の違いは赤方偏移とともに増加します。これらの結果は、$z>1$銀河で観測されたコンパクトなダスト連続放出は、（必然的に）高密度の中央恒星成分の蓄積の証拠ではないことを示唆しています。また、塵の連続体の半光半径は、銀河の星形成の半分を含む半径に非常に近いことがわかります。これは、単一バンドの塵の連続体の放出が、（不明瞭な）星形成の場所の優れたトレーサーであることを示しています。ダスト連続放出は、H2質量（$z\geq2$の銀河の場合）およびその下にあるダスト質量よりもコンパクトです。ほこりの放出は、ほこりの温度が最も高い場所と強く相関します。これは、ほとんどのH$_2$やほこりが配置されている場所である必要はありません。提示された結果は、主系列銀河の一般的な特徴です。
GN-z11-flash：Cosmic DawnでのPopulationIII超新星の衝撃ブレイクアウト？
最近観測された一時的なGN-z11-flashが、$z\sim11$のGN-z11銀河で発生するPopulationIII超新星のショックブレイクアウトに起因するものとして考えられる解釈について説明します。爆発のパラメータは、この銀河の$\sim300$太陽質量の前駆星のII型超新星に関連する衝撃ブレイクアウトから予想されるものと完全に一致しており、そのようなイベントは観測を通じて予想されます。数年のタイムスケール。私たちは、ホストの恒星の質量と星形成率の関数として、$z>10$銀河からのそのような過渡現象の予想数を予測します。
SAMIギャラクシーサーベイ：3番目で最後のデータリリース
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_the_third_and_final_data_release |
| Authors |
Scott_M._Croom_(1_and_2),_Matt_S._Owers_(3_and_4),_Nicholas_Scott_(1_and_2),_Henry_Poetrodjojo_(1_and_2),_Brent_Groves_(5_and_6_and_2),_Jesse_van_de_Sande_(1_and_2),_Tania_M._Barone_(6_and_1_and_2),_Luca_Cortese_(5_and_2),_Francesco_D'Eugenio_(7),_Joss_Bland-Hawthorn_(1_and_2),_Julia_Bryant_(1_and_2),_Sree_Oh_(6_and_2),_Sarah_Brough_(8_and_2),_James_Agostino_(9),_Sarah_Casura_(10),_Barbara_Catinella_(5_and_2),_Matthew_Colless_(6_and_2),_Gerald_Cecil_(11),_Roger_L._Davies_(12),_Michael_J._Drinkwater_(13),_Simon_P._Driver_(5),_Ignacio_Ferreras_(14_and_15_and_16),_Caroline_Foster_(1_and_2),_Amelia_Fraser-McKelvie_(5_and_2),_Jon_Lawrence_(17),_Sarah_K._Leslie_(18_and_2),_Jochen_Liske_(10),_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez_(3_and_4_and_2),_Nuria_P._F._Lorente_(17),_Rebecca_McElroy_(1_and_2),_Anne_M._Medling_(9_and_2),_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12224 |
私たちは、銀河の面分光法による調査が、宇宙論的に重要な量にわたって大規模な構造を適切にサンプリングするのに十分な大きさであるという新しい時代に入りました。これがSAMIギャラクシーサーベイの主要な設計目標でした。ここで、データリリース3（DR3）では、観測された3068個のユニークな銀河の完全なサンプルのデータをリリースします。これには、初めて888個のユニークな銀河のSAMIクラスターサンプルが含まれます。銀河ごとに、それぞれR=1808と4304のスペクトル分解能で、青（370-570nm）と赤（630-740nm）の光学波長範囲をカバーする2つの主要なスペクトルキューブがあります。プライマリキューブごとに、3つの空間的にビニングされたスペクトルキューブと標準化されたアパーチャスペクトルのセットも提供します。銀河ごとに、パラメータ化されたフィッティングから輝線および吸収線のスペクトルデータまでの完全な2Dマップが含まれています。これらのマップは、ガスのイオン化と運動学、星の運動学と集団などに関する情報を提供します。すべてのデータは、AustralianAstronomicalOptics（AAO）DataCentralからオンラインで入手できます。
TNG50による矮小銀河の累積的な星形成の歴史。 I：環境主導の多様性と消光への接続
| Title |
The_cumulative_star-formation_histories_of_dwarf_galaxies_with_TNG50._I:_Environment-driven_diversity_and_connection_to_quenching |
| Authors |
Gandhali_D._Joshi,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Elad_Zinger,_Federico_Marinacci,_Volker_Springel,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12226 |
IllustrisTNGスイートのTNG50実行からの、15000を超える矮小銀河（$M_{*}=10^{7-10}M_{\odot}$）の累積星形成履歴（SFH）を広範囲にわたって提示します。環境。矮星のSFHを決定する重要な要因は、中央または衛星としてのステータスとそれらの恒星の質量であり、中央およびより質量の大きい矮星は、衛星およびより質量の小さい矮星と比較して、平均して後で恒星の質量を組み立てます。衛星（総質量$M_{200c、\、host}=10^{12-14.3}M_{\odot}$のホスト）は、z=0の恒星質量の90％を組み立てました〜$7.0_{-5.5}^{+3.3}$Gyr前、セントラルは〜$1.0_{-0.5}^{+4.0}$Gyr前にしかそうしませんでした。TNG50は、中央衛星と衛星の両方のSFHの大きな多様性を予測しているため、積み重ねられた累積SFHは、平均的な意味でのみTNG50矮星の個体数を表しており、個々の矮星は大幅に異なる累積SFHを持つことができます。恒星の質量対ホストの質量比が最も高い衛星矮星は、最新の恒星の質量集合を持っています。固定された恒星とホストのハロー質量にある衛星、クラスターの中心に近い場所にある衛星、または以前に蓄積された衛星は、かなり早い時期に恒星の質量の集合を示します。これらの傾向、およびSFH自体の形状は、著しく異なるSFH形状を示す、急冷銀河と星形成銀河の特定のサブサンプル内のさまざまな比率の現れです。また、z=0の最も大規模なホストの衛星矮星は、その時点で質量が一致した中央のコントロールサンプルと比較して、z=0ホストへの最終的な落下のかなり前の早い時期に高いSFRを持つという微妙な効果も見つかります。降着。これは、大規模な環境が、初期のエポックで強化されたSFの条件を提供することにより、将来の衛星にも穏やかな影響を与える可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、将来の解決された星の種族の観測と比較するための有用な理論的予測です。
カーネギーシカゴハッブルプログラムX：NGC5643およびNGC1404までの赤色巨星分枝距離のヒント
| Title |
The_Carnegie_Chicago_Hubble_Program_X:_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Distances_to_NGC_5643_and_NGC_1404 |
| Authors |
Taylor_J._Hoyt,_Rachael_L._Beaton,_Wendy_L._Freedman,_In_Sung_Jang,_Myung_Gyoon_Lee,_Barry_F._Madore,_Andrew_J._Monson,_Jillian_R._Neeley,_Jeffery_A._Rich,_and_Mark_Seibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12232 |
カーネギーシカゴハッブルプログラム（CCHP）の主な目標は、ポピュレーションII標準キャンドルを使用してハッブル定数を測定し、利用可能なハッブルフローの最も正確で正確なプローブであるIa型超新星（SNIa）距離スケールを較正することです。これまで、CCHPは11SNeIaまでの直接距離を測定しましたが、ここでは、NGC5643とNGC1404まで測定された2つの新しいTRGB距離でその数を15に増やし、合計20のSNIaキャリブレータを作成します。F814WおよびF606Wバンドパスのこれら2つの銀河の新しいハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングから、分解された点光源測光を提示します。各銀河のF814Wバンドの光度関数では、赤色巨星の枝の先端（TRGB）として識別される明確なエッジの特徴を検出します。各銀河までの真の距離を測定するために、観測されたTRGBの光度を、2つの独立した幾何学的な「アンカー」銀河を使用して検証された絶対TRGBの光度のキャリブレーションと組み合わせます。（1）大マゼラン雲（LMC）、距離分離した日食バイナリ（DEB）と（2）NGC4258から決定され、距離は中央のブラックホールの近くにある大マゼラン雲の軌道運動によって決定されます。その結果、一次距離インジケーターで測定されたこれら2つの銀河までの距離の最初のセットを決定します。NGC5643の場合、$\mu_0=30.48\pm0.03（stat）\pm0.07（sys）$magが見つかり、NGC1404の場合、$\mu_0=31.36\pm0.04（stat）\pm0.05（sys）が見つかります。）$mag。これらの銀河におけるSNeIaの予備的な考察から、\citet{freedman_2019}に示されている結果の信頼性が高まっていることがわかります。TRGB距離の精度により、ろ座銀河団NGC1404とNGC1316の間の3次元変位$D_{1404}--D_{1316}=-1.50^{+0.25}_{-0.39}$Mpcを測定できます。、私たちが示すことは、独立した文献の制約と一致しています。
MUSEハッブルウルトラディープフィールドサーベイXVI。低質量の星形成銀河の角運動量。 TNG50からの警告と洞察
| Title |
The_MUSE_Hubble_Ultra_Deep_Field_Survey_XVI._The_angular_momentum_of_low-mass_star-forming_galaxies._A_cautionary_tale_and_insights_from_TNG50 |
| Authors |
Nicolas_F._Bouch\'e,_Shy_Genel,_Alisson_Pellissier,_C\'edric_Dubois,_Thierry_Contini,_Beno\^it_Epinat,_Annalisa_Pillepich,_Davor_Krajnovi\'c,_Dylan_Nelson,_Valentina_Abril-Melgarejo,_Johan_Richard,_Leindert_A._Boogaard,_Michael_Maseda,_Wilfried_Mercier,_Roland_Bacon,_Matthias_Steinmetz,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12250 |
比較的未踏の低質量（$M_\starまで）の領域で、中間赤方偏移（$0.4<z<1.4$）星形成銀河（SFG）の比角運動量（sAM）$j（<r）$プロファイルを調査します。\sim10^8$M$_{\odot}$）と小さいサイズ（$R_{\rme}\sim1.5$kpcまで）で、sAMスケーリング関係とその赤方偏移の進化を特徴づけます。ビームスミアリングの効果を組み込んだ\galpak{}を使用したフォワードモデリングアプローチを使用して、星形成ガスのsAMプロファイルを制約する3D手法を開発しました。これにより、限られた空間分解能データでも固有の形態運動学的特性が得られます。TNG50シミュレーションからの模擬観測を使用して、3D方法論がSFR加重$j（<r）$プロファイルを$\gtrapprox3$の低い実効信号対雑音比（SNR）まで確実に回復することを発見しました。MUSEUltraDeepField（UDF）9〜arcmin$^2$モザイクデータ内の494\OII{}で選択されたSFGのサンプルに、この方法論を盲目的に適用し、未踏の$8<\logM_*/$M$_をカバーします。{\odot}<9$質量範囲。（SFR加重）sAM関係が$j\proptoM_\star^{\alpha}$に従い、インデックス$\alpha$が$\alpha=0.3$から$\alpha=0.5$まで変化することがわかります。\logM_\star/$M$_{\odot}=8$から$\logM_*/$M$_{\odot}=10.5$。UDFサンプルは、拡張中の宇宙からの$（1+z）^{-0.5}$の期待と一致する赤方偏移の進化をサポートします。sAMシーケンスの分散は、$\logj|_{M_*}\propto0.65\times\log（V_{\rmmax}/\sigma）$の動的状態の強力な関数です。ここで$\sigma$は$2R_{\rme}$での速度分散。TNG50では、SFGも$j-M_{\star}-（V/\sigma）$平面を形成しますが、形態学的パラメーターよりも銀河のサイズとの相関が高くなります。我々の結果は、SFGが形態学的変換の前に動的変換を経験して、マージまたは経年進化のいずれかを介して受動的になる可能性があることを示唆しています。
星団形成におけるフィードバック：大マゼラン雲における分子塊の質量半径関係と質量関数
| Title |
Feedback_in_Forming_Star_Clusters:_The_Mass-Radius_Relation_and_Mass_Function_of_Molecular_Clumps_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Angus_Mok,_Rupali_Chandar,_S._Michael_Fall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12260 |
大マゼラン雲（LMC）の分子塊の質量半径関係と質量関数を導き出し、Fall、Krumholz、およびMatzner（FKM）によって提案された単純なフィードバックモデルの観点からそれらを解釈します。私たちの仕事は、ウォンらによって編集された凝集塊の樹状図ベースのカタログを利用しています。アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）で観測されたLMC内の6つの巨大分子雲の$^{12}$COおよび$^{13}$COマップから。マゼラン雲は、このタイプの分析が必要な空間分解能（$\sim1$pc）で可能な唯一の外部銀河です。LMCクランプの質量半径関係と質量関数には、べき乗則形式$R\proptoM^{\alpha}$と$dN/dM\proptoM^{\beta}$があり、インデックスは$\であることがわかります。alpha=0.36\pm0.03$および$\beta=-1.8\pm0.1$質量範囲$10^2M_\odot\lesssimM\lesssim10^5M_\odot$および$10^2M_\odot\lesssimMそれぞれ\lesssim10^4M_\odot$。クランプ（つまり、プロトクラスター）の$\alpha$と$\beta$のこれらの値を使用すると、FKMモデルからの若いLMCクラスターの質量関数の予測インデックスは$\beta\約1.7$であり、とよく一致しています。観測されたインデックス。ここに描かれているLMCの塊とクラスターの状況は、天の川の状況を再現しています。
DESI Legacy ImagingSurveysの銀河団。 I.クラスターの検出
| Title |
Galaxy_Clusters_from_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys._I._Cluster_Detection |
| Authors |
Hu_Zou,_Jinghua_Gao,_Xin_Xu,_Xu_Zhou,_Jun_Ma,_Zhimin_Zhou,_Tianmeng_Zhang,_Jundan_Nie,_Jiali_Wang_and_Suijian_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12340 |
ZouH.etal。の測光赤方偏移カタログに基づく。（2019）、高速クラスタリングアルゴリズムを適用して、約20,000deg$^2$の空の領域をカバーするDESIレガシーイメージング調査で$z\lesssim1$にある540,432個の銀河団を識別します。モンテカルロシミュレーションは、私たちの検出方法の誤検出率が約3.1\％であることを示しています。銀河団の総質量は、X線放射とスニヤエフ・ゼルドビッチ効果の観測に基づいた、較正された豊富さ-質量関係を使用して導き出されます。検出されたクラスターの赤方偏移と質量の中央値は、それぞれ約0.53と$1.23\times10^{14}M_\odot$です。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のデータを使用して特定された以前のクラスターと比較すると、それらのほとんど、特に豊富なクラスターを認識できます。私たちのカタログは、銀河団や銀河の進化に対する環境の影響などに関するさらなる統計的研究に使用されます。
ディスク、バルジ、およびハローが優勢な銀河の進化経路
| Title |
The_Evolutionary_Pathways_of_Disk-,_Bulge-,_and_Halo-dominated_Galaxies |
| Authors |
Min_Du,_Luis_C._Ho,_Victor_P._Debattista,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Lars_Hernquist,_and_Rainer_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12373 |
私たちは最近、銀河の恒星構造間の縮退を打破するのに役立つ、シミュレートされた銀河を運動学的に分解する方法を開発しました。たとえば、恒星のハローの概念は、ゆるく結合した星で構成される弱く回転する構造に一般化されているため、円盤型と楕円型の両方の形態に関連付けることができます。この方法を、$z=0$でのTNG50シミュレーションからの恒星質量$10^{10-11.5}\M_\odot$を持つ約500個の中心銀河に適用することにより、3つの広く定義されたタイプの銀河を識別します。バルジによって、または恒星のハロー構造によって。次に、シミュレーションを使用して、宇宙時間にわたる構造の成長と物理プロセスの間の根本的な関係を推測します。銀河を過去にさかのぼると、進化の初期段階（$z\gtrsim2$）と、後で作用する内部および外部（主に合併）のプロセスという3つの基本的な体制が認識されます。$z\sim2$以降、ディスクとバルジが優勢な銀河は合併の影響をあまり受けないことがわかりました。それらの現在の構造の違いは、拡張されたものとコンパクトなものの2つの異なる進化経路に起因します。これらは、初期段階で親の暗黒物質ハローによって決定される可能性があります。つまり、自然。一方、通常の楕円銀河は通常、ハローが支配的であり、後の段階、つまり育成において外部プロセス（例：大規模な合併）によって形成されます。この写真は、楕円銀河が円盤銀河の古典的なバルジと同じ物体であるという一般的な考えに異議を唱えています。観測では、バルジ銀河とハロー銀河の両方が、コンパクトな形態と静止星形成を備えた初期型銀河として分類される可能性があります。しかし、ここでは、それらが非常に異なる進化の歴史を持っていることがわかります。
J-PLUS：恒星軌跡を使用した測光キャリブレーションに対する金属量の体系的な影響
| Title |
J-PLUS:_Systematic_impact_of_metallicity_on_photometric_calibration_with_the_stellar_locus |
| Authors |
C._L\'opez-Sanjuan,_H._Yuan,_H._V\'azquez_Rami\'o,_J._Varela,_D._Crist\'obal-Hornillos,_P.-E._Tremblay,_A._Mar\'in-Franch,_A._J._Cenarro,_A._Ederoclite,_E._J._Alfaro,_A._Alvarez-Candal,_S._Daflon,_A._Hern\'an-Caballero,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_V._M._Placco,_E._Tempel,_J._Alcaniz,_R._E._Angulo,_R._A._Dupke,_M._Moles,_and_L._Sodr\'e_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12407 |
2平方度の1088ポインティングを含む、JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）の2番目のデータリリース（DR2）用の12個の光通過帯域の更新された測光キャリブレーションを提示し、恒星軌跡手法における金属量の体系的な影響を研究します。。J-PLUS通過帯域でS/N>10、ガイア視差でS/N>3で定義された、146184個の高品質キャリブレーション星のLAMOSTDR5からの[Fe/H]金属量を使用して、金属量に依存する恒星軌跡を計算しました。（ZSL）。ユニークな恒星軌跡で実行されたJ-PLUS測光の最初の均質化は、ZSLを介して色に金属量効果を含めることによって洗練されました。天の川に沿った平均金属量の変動は、J-PLUSキャリブレーションで体系的なオフセットを生成します。この効果は、より青い通過帯域で1％をはるかに上回り、u、J0378、J0395、J0410、およびJ0430でそれぞれ0.07、0.07、0.05、0.03、および0.02等の量になります。J-PLUSポインティングの天の川の位置を使用してこの効果をモデル化し、LAMOST情報なしでそれらの観測の更新されたキャリブレーションも提供しました。金属量効果を含めた後のキャリブレーションの推定精度は、青いJ-PLUS通過帯域では1％レベルであり、それ以外の場合はそれ以下です。恒星軌跡技術を使用した測光キャリブレーションは、ラムダ=4500Aよりも青い通過帯域の天の川の位置に沿って有意な系統的バイアスが発生する傾向があると結論付けます。J-PLUSDR2の更新されたキャリブレーション方法は、1〜2％の精度と1％の精度に達します。2176平方度の領域内に12個の光学フィルター。
LOFARで検出されたクエーサーをCIV放出空間に配置する：風、ジェット、星形成への影響
| Title |
Placing_LOFAR-detected_quasars_in_CIV_emission_space:_implications_for_winds,_jets_and_star_formation |
| Authors |
Amy_L._Rankine,_James_H._Matthews,_Paul_C._Hewett,_Manda_Banerji,_Leah_K._Morabito,_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12635 |
低周波アレイ（LOFAR）の最初のデータリリースの一部として観測された、スローンデジタルスカイサーベイデータリリース14からの$\simeq$10,500クエーサーのサンプルの低周波電波および紫外線特性の調査を提示します。2メートルの空の調査。クエーサーの赤方偏移は$1.5<z<3.5$で、光度は$44.6<\log（L_{\text{bol}}/\text{ergs}^{-1}）<47.2$です。独立成分分析に基づく紫外線スペクトル再構成を使用して、降着円盤風の強さを推測するために使用されるCIV$\lambda$1549-放出線と、ソフトX-の指標であるHeII$\lambda$1640線をパラメーター化します。光線フラックス。電波で検出されたクエーサーは、電波で検出されていないクエーサーと同じ幅の空間に対してCIVの青方偏移の同じ領域にありますが、最も大きく、最も明るく、最大の電波源は、低いCIVの青方偏移で優先的に存在します。さらに、ラジオ検出の割合は青方偏移とともに増加しますが、ラジオラウドの割合は減少します。電波が静かな母集団では、HeII相当幅の範囲と、ボロメータの光度を伴うボールドウィン効果が観察されますが、電波が大きい母集団は、ほとんどが強いHeIIを持ち、より強い軟X線フラックスと一致します。強いHeIIの存在は、ジェット形成におけるある程度の確率論を示唆する電波大放射を検出するための必要条件ですが、十分条件ではありません。エネルギッシュな議論とモンテカルロシミュレーションを使用して、電波の静かな放射源としての風、コンパクトジェット、星形成の妥当性を調査し、何も除外しません。同様の紫外線特性を持つが異なる電波特性を持つクエーサーの存在は、おそらく、電波と紫外線の放射が異なるタイムスケールで発生する活動を追跡していることを示唆しています。
天の川の化学進化に対する異なるタイプIaSN収量の影響
天の川の化学進化に対するさまざまなIa型SN元素合成処方の影響を研究します。この目的のために、詳細な1インフォールおよび2インフォールの化学進化モデルを実行し、文献から取得したさまざまな白色矮星の前駆体（チャンドラセカール付近およびチャンドラセカール以下）に対応する収量セットの大規模な編集を採用します。さまざまな元素合成チャネルの分析における縮退を回避するために、タイプIaSNeには固定遅延時間分布関数を採用しています。また、さまざまなタイプIaSNチャネルの化学進化への寄与をテストするために、さまざまなタイプIaSN前駆体の収量を組み合わせます。モデルの結果は、最近のLTEおよびNLTEの観測データと比較されます。「古典的な」W7およびWDD2モデルは、より最近の物理的な近チャンドラセカールおよびサブチャンドラセカールモデルと同様のFe質量および[$\alpha$/Fe]存在量パターンを生成することがわかります。Feピーク元素の場合、結果は白色矮星の爆発メカニズム（爆燃から爆轟、純粋な爆轟、二重爆轟）または初期の白色矮星の条件（中心密度、爆発パターン）のいずれかに強く依存することがわかります。化学進化モデルの結果と観測結果を比較すると、V、Cr、Mn、Niのデータを再現するには、チャンドラセカール付近の収量とチャンドラセカール以下の収量の組み合わせが必要であり、採用された大質量星の恒星収量に応じて割合が異なります。この比較は、低金属量でほとんどのFeピーク元素を処理する場合、NLTEおよび単一イオン化された存在量が確実に優先されることも示唆しています。
HI-MaNGA：2番目のデータリリースで中性およびイオン化ISMの物理を追跡
| Title |
HI-MaNGA:_Tracing_the_physics_of_the_neutral_and_ionized_ISM_with_the_second_data_release |
| Authors |
David_V._Stark,_Karen_L._Masters,_Vladimir_Avila-Reese,_Rogemar_Riffel,_Rogerio_Riffel,_Nicholas_Fraser_Boardman,_Zheng_Zheng,_Anne-Marie_Weijmans,_Sean_Dillon,_Catherine_Fielder,_Daniel_Finnegan,_Patricia_Fofie,_Julian_Goddy,_Emily_Harrington,_Zachary_Pace,_Wiphu_Rujopakarn,_Nattida_Samanso,_Shoaib_Shamsi,_Anubhav_Sharma,_Elizabeth_Warrick,_Catherine_Witherspoon,_Nathan_Wolthuis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12680 |
SDSS-IVMaNGA調査のHIフォローアップ観測のHI-MaNGAプログラムの2番目のデータリリースを提示します。このリリースには、2135GreenBankTelescope（GBT）観測からのHI測定値と、SDSS-IVMaNGAサンプルとALFALFA調査の更新されたクロスマッチが含まれています。これらのデータをMaNGA分光測定と組み合わせて、HIと恒星の質量比（M_HI/M_*）と、輝線によってプローブされた平均ISM/星形成特性との関係を調べます。M_HI/M_*は、Halphaの相当幅と非常に弱い相関関係にあり、M_HI/M_*と星形成の間のリンクは、中程度のタイムスケールでさえ平均すると強化されますが、瞬間的な星形成率とHIリザーバーの間の緩い接続を意味します（〜30Myrs）。HI枯渇時間が長い銀河は、[OI]/Halphaが強化され、Halphaの表面輝度が低下しました。これは、分子雲に凝縮する能力が低い拡散および/または衝撃加熱相に存在するHIが多いことと一致しています。すべての光線の中で、M_HI/M_*は酸素相当幅EW（O）と最も強く相関します。これは、M_HI/M_*と気相金属量の間の既存の相関の結果である可能性があります。M_HI/M_*-EW（O）関係の残差は、[OI]/HalphaおよびHalphaの表面輝度と再び相関しており、拡散ガスおよび/または衝撃加熱ガスの割合の変動によっても駆動されることを示唆しています。以前の研究で見られたM_HI/M_*と気相金属量の間の強い反相関を回復します。また、金属量とは無関係に、M_HI/M_*と[OI]/Halphaの間に正の関係があります。これは、拡散および/または衝撃加熱されたガスの割合が高いほど、ガスが豊富な銀河でより一般的であることを示唆している可能性があります。
$ Gaia $ -VLBIの位置の違いが電波源の構造に関連している証拠
| Title |
Evidence_of_the_$Gaia$--VLBI_position_differences_being_related_to_radio_source_structure |
| Authors |
Ming_H._Xu,_Susanne_Lunz,_James_M._Anderson,_Tuomas_Savolainen,_Nataliya_Zubko_and_Harald_Schuh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12685 |
$Gaia$-VLBIの位置の違いと、VLBI観測におけるソース構造の影響の大きさとの関係を報告します。$Gaia$-VLBIの位置の違いは、かなりの数の一般的なソースに対して統計的に有意であるため、VLBIの観測と、cm波長で利用可能なソース画像に基づいて、これらの位置の違いについて説明します。国際天体基準系の3番目の実現を構築するために使用されるVLBI観測におけるソース構造効果の大きさ、位置の弧長および正規化弧長を定量化する、導出された閉鎖振幅二乗平均平方根（CARMS）に基づく違いは詳細に調べられます。ラジオジェットの方向と$Gaia$-VLBIの位置差の方向は、ソースの小さなサンプルについて調査されます。$Gaia$およびVLBI位置の弧長と正規化された弧長の両方が、CARMS値とともに増加することがわかります。統計的に有意な位置の違いがあるソースの大部分は、拡張された構造を持つソースに関連付けられています。電波源の構造は、これらの位置の違いの主な要因の1つであり、多くの電波源の主要な要因となる可能性があります。$Gaia$とVLBIの位置差のベクトルは、電波ジェットの方向に平行であり、より強力な証拠で確認されています。
小マゼラン雲の35個の星団とその周辺のフィールドの金属量と年齢
| Title |
Metallicities_and_ages_for_35_star_clusters_and_their_surrounding_fields_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
W._Narloch,_G._Pietrzy\'nski,_W._Gieren,_A._E._Piatti,_M._G\'orski,_P._Karczmarek,_D._Graczyk,_K._Suchomska,_B._Zgirski,_P._Wielg\'orski,_B._Pilecki,_M._Taormina,_M._Ka{\l}uszy\'nski,_W._Pych,_G._Hajdu_and_G._Rojas_Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12734 |
この研究では、小マゼラン雲（SMC）内の35個の星団を研究して、それらの平均金属量と年齢を提供します。また、クラスターを取り巻くフィールドの平均金属量も提供します。4.1mのSOAR望遠鏡で得られたStr\"omgren測光を使用し、文献に示されている金属量キャリブレーションがある$（b--y）$と$m1$の色を利用します。クラスターの空間金属量と年齢分布Str\"omgren測光によって得られた結果を使用して、SMC全体が調査されます。より若く、より金属が豊富な星団が銀河の中央領域に集中しているのに対し、より古く、より金属が少ない星団はSMC中心から遠くに位置しているという以前の観測を確認します。研究対象のクラスターの年齢と金属量の関係を構築し、化学物質の濃縮の理論モデル、およびそれらのクラスターの他の文献の年齢と金属量の値との良好な一致を見つけます。また、クラスターを取り巻く野外星の老若男女の平均金属量を提供し、後者がSMCCepheid集団の最近の研究とよく一致していることを発見しました。最後に、この研究で得られたStr\"omgren測光は一般に公開されています。
銀河全体の天体に焦点を合わせた暗黒物質の消滅
間接検出実験は通常、銀河ハローを通って自由に伝播する暗黒物質（DM）粒子を消滅させるフラックスを測定します。天体がDM消滅イベントに「焦点を合わせ」、ハロー消滅の効率を高める新しいシナリオを検討します。この設定では、DMは最初に中性子星や褐色矮星などの天体に捕獲され、次にそれらの中で消滅します。DMが消滅して十分に長寿命の粒子になると、DMは逃げ出し、その後崩壊して検出可能な放射線になります。これにより、DM密度の二乗ではなく、DMと天体密度の積としてスケーリングする独特の消滅形態が生成されます。ミルキーウェイ銀河中心と球状クラスターの両方での$\gamma$線観測で、この信号がハロー消滅率を支配する可能性があることを示します。\textit{Fermi}とH.E.S.Sを使用します。DM-核子散乱断面積を制約するデータ。褐色矮星を使用したサブGeVDMの強力な新しい制限を$\sim10^{-39}〜$cm$^2$に設定します。これは、最大9桁強力です。既存の制限より。中性子星がTeVスケールDMの限界を約$10^{-47}〜$cm$^2$に設定できることを示します。
| Title |
Multimessenger_signals_from_black_hole-neutron_star_mergers_without_significant_tidal_disruption |
| Authors |
William_E._East,_Luis_Lehner,_Steven_L._Liebling,_and_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12214 |
完全な一般相対性理論と組み合わせた抵抗性電磁流体力学シミュレーションを使用して、ブラックホールと磁化された中性子星の融合からのマルチメッセンジャー信号を研究します。質量比が5：1の場合に焦点を当てます。この場合、マージ後に中性子星の物質はごくわずかしか残りませんが、それでも、中性子星の磁気圏とブラックホール。合併に至るまでに、吸気からの磁力線の強いねじれがプラズモイド放出を引き起こし、単極誘導から予想される光度を超える光度をもたらします。磁気ループが形成されて中央領域から脱出する一時的な期間中に、合併の直後に最も強い放出が発生することがわかります。残りの磁場は、散逸する前に残りのブラックホールのスピン軸の周りでコリメートします。これは、より大きな降着円盤を伴うより好ましいシナリオ（より高いブラックホールスピン/より低い質量比）では、ジェットが形成されることを示しています。
| Title |
Neutron_Stars_Harboring_a_Primordial_Black_Hole:_Maximum_Survival_Time |
| Authors |
Thomas_W._Baumgarte_and_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12220 |
一般相対性理論では、中心に内部寄生虫、おそらく原始ブラックホールをホストする中性子星の生存時間を調査します。硬い核状態方程式（EOS）で以前に見つけた断熱流の最小定常状態ボンディ降着率に対応して、星全体がブラックホールによって消費されるまでの最大生存時間を分析的に導き出します。また、この最大生存時間は、$\Gamma\geq5/3$のポリトロープEOSの剛性にわずかに依存するため、この生存時間は、初期ブラックホール質量のみに依存するほぼ普遍的な値を想定していることも示します。このような値を確立することは、質量範囲$10^{-16}M_\odot\lesssimM\lesssim10^{-10}M_\odot$の原始ブラックホールの暗黒物質含有量への寄与を制限するために重要です。宇宙。
偏心サブソーラー質量コンパクトバイナリからの重力波を検出するための展望
太陽質量以下のブラックホール連星は、その質量が軽いため、恒星進化の結果ではなく、起源が原始的でなければなりません。初期の宇宙で形成された直後に、原始ブラックホールは宇宙膨張から切り離された後にバイナリーを形成することができます。あるいは、暗黒物質としての原始ブラックホールも、動的な遭遇と重力波の制動のために、後期宇宙でバイナリを形成する可能性があります。このチャネルの重要な機能は、一部のソースがLIGO/Virgo帯域でゼロ以外の離心率を保持する可能性です。すべての暗黒物質がデルタ関数の質量分布を持つ原始ブラックホールであると仮定すると、この後期宇宙チャネルで形成された$1M_\odot-1M_\odot$バイナリは、高度なLIGOとVirgoによって、設計感度$\で検出できます。mathcal{O}（1）$/年、ここで$12\％（3\％）$イベントは、重力波周波数10Hz、$e^\mathrm{10Hz}\geq0.01（0.1）$、および非検出は、このモデル内のバイナリ形成率を制約する可能性があります。第三世代の検出器は、暗黒物質の大部分を占める場合、このチャネル内で$0.01M_\odot$という軽い太陽質量偏心バイナリを検出することが期待されます。さらに、シミュレートされた重力波データを使用して、高度なLIGO設計感度を備えた準円形波形テンプレートバンクを使用して、偏心重力波信号を検索する機能を研究します。デルタ関数の質量が$0.1（1）M_\odot$のバイナリと、この後期宇宙形成チャネルから導出された離心率分布を想定すると、マッチフィルタリングターゲット検索の場合、信号の$41\％（6\％）$は次のようになります。離心率による重力波信号の不一致により、理想的な検出率と比較して見落とされました。
薄いヘリウム殻白色矮星に由来する二重爆轟Ia型超新星の多次元パラメータ研究
| Title |
Multi-Dimensional_Parameter_Study_of_Double_Detonation_Type_Ia_Supernovae_Originating_from_Thin-Helium-Shell_White_Dwarfs |
| Authors |
Samuel_J._Boos,_Dean_M._Townsley,_Ken_J._Shen,_Spencer_Caldwell,_and_Broxton_J._Miles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12330 |
天文学全体でIa型超新星（SNeIa）が重要であるにもかかわらず、SNeIaを駆動する正確な前駆体システムと爆発メカニズムはまだ不明です。最近注目を集めている爆発シナリオは、ヘリウムの付着した殻が爆発し、下にある白色矮星で二次爆発を引き起こす二重爆発です。私たちの研究は、二重爆発を受ける薄いヘリウム殻、サブチャンドラセカール質量白色矮星前駆細胞の高解像度、多次元、フルスターシミュレーションの数を示しています。ヘリウムシェルパラメータ空間の範囲全体での二重爆轟の実行可能性を確認し、各前駆体のバルク収量とイジェクタプロファイルを示します。得られた収量は一般的に以前の研究と一致しており、SNeIaに似た観測量を生成する可能性を示しています。シミュレーションの次元性により、中心から外れた二次点火や非対称エジェクタの詳細など、二重爆轟の特徴をより詳細に調べることができます。さまざまな視線間で、爆発後の生成物の高速範囲にかなりの違いが見られます。この作業からのデータは、予測された観測量を生成するために使用され、SNeIaチャネルとしての二重爆轟シナリオの実行可能性をさらにサポートし、前駆体または視野角の特性が観測量の傾向にどのように影響するかを示します。
スピンワンダリングを伴う2成分中性子星モデルのパラメータ推定
| Title |
Parameter_estimation_of_a_two-component_neutron_star_model_with_spin_wandering |
| Authors |
Patrick_M._Meyers,_Andrew_Melatos,_Nicholas_J._O'Neill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12421 |
パルサーに固有のスピンワンダリング（無彩色タイミングノイズ）を測定ノイズと有彩色タイミングノイズ（伝播効果による）から分離しながら、パルサータイミングデータから中性子星内部の物理的パラメータを体系的に推定することは未解決の課題です。この論文では、中性子星内部の古典的な2成分、地殻超流動モデルをノイズ駆動の線形動的システムとして定式化し、状態空間ベースの期待値最大化法を使用して、重力波を使用してシステムパラメータを推定します。電磁タイミングデータ。モンテカルロシミュレーションは、クラスト角速度の電磁測定とコア角速度の重力波測定の両方が利用可能であれば、2成分モデルの6つのパラメーターすべてを正確に推定できることを示しています。電磁データのみが利用可能な場合、全体的な緩和時間スケール、アンサンブル平均スピンダウン率、および地殻のホワイトノイズトルクの強さを回復できます。ただし、2つのコンポーネントの経年トルクと超流動のホワイトノイズトルクの推定値は大幅に偏っています。
異なる磁気ブレーキ処方の下でのLMXBの進化
| Title |
Evolution_of_LMXBs_under_Different_Magnetic_Braking_Prescriptions |
| Authors |
Zhu-Ling_Deng,_Xiang-Dong_Li,_Zhi-Fu_Gao,_Yong_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12427 |
磁気ブレーキ（MB）は、低質量X線連星（LMXB）の進化において重要な役割を果たす可能性があります。ただし、MBの物理についてはまだ不明であり、文献にはMBのさまざまなシナリオが提案されています。MBの効率を調べて区別するために、5つのMB法案を使用してLMXBの進化を調査します。詳細なバイナリ進化計算とバイナリ母集団合成を組み合わせることで、LMXBとその子孫であるバイナリミリ秒パルサーの期待される特性を取得します。次に、計算結果を観測値と比較することにより、各MB法則の長所と短所について説明します。$\tau$でブーストされたMB法則は、観測特性に最もよく一致するように思われると結論付けます。
白色矮星からの非対称質量放出と偏心ミリ秒パルサーバイナリの形成
| Title |
Asymmetrical_mass_ejection_from_proto-white_dwarfs_and_the_formation_of_eccentric_millisecond_pulsar_binaries |
| Authors |
Qin_Han_and_Xiang-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12433 |
バイナリミリ秒パルサー（MSP）は、かなりの物質移動と潮汐循環を経験した低質量X線連星（LMXB）から派生したと考えられています。したがって、それらは非常に円軌道を持つ必要があります。ただし、いくつかの偏心バイナリMSP（偏心$e\sim0.01-0.1$）の発見は、この標準的な状況に挑戦します。これまでに、降着によって引き起こされる白色矮星（WD）の崩壊、中性子星-ストレンジクォーク遷移、および周連星円盤の形成に基づいて、3つのモデルが提案されてきました。それらはすべてさまざまな不確実性にさらされており、観察結果と完全に一致しているわけではありません。ここでは、原爆に対する熱核フラッシュの影響を考慮した代替モデルを提案します。フラッシュが非対称の質量放出につながり、プロトWDに穏やかなキックを与えると仮定します。複数のシェルフラッシュを使用してバイナリMSPの軌道変化をシミュレートすることにより、キック速度が数kms$^{-1}$程度であれば、観測された偏心を再現できることを示します。
近くの5つの超新星残骸における電波パルサーの探索
| Title |
A_search_for_radio_pulsars_in_five_nearby_supernova_remnants |
| Authors |
S.Sett,_R.P.Breton,_C.J.Clark,_M.H._Kerkwijk_and_D.L._Kaplan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12486 |
ほとんどの中性子星は超新星で生まれると予想されていますが、超新星残骸（SNR）の約半分だけがコンパクトオブジェクトに関連付けられています。多くの場合、超新星の前駆体はブラックホールをもたらした可能性があります。ただし、以前の調査で真のパルサーとSNRの関連付けが見落とされた可能性がある理由は、いくつか考えられます。パルサーの無線ビームが私たちに向けられていない可能性があります。パルサーは微弱すぎて検出できない可能性があります。または、キックによってパルサーの位置にオフセットがある可能性があります。私たちの目標は、SNRで新しいパルサーを見つけ、それらが残骸と関連している可能性を探ることです。この論文で提示された残骸の検索と選択は、以前に研究されたときにこれらの残骸の中のX線の明るいコンパクトオブジェクトが検出されなかったことに触発されました。残りの空間範囲全体をカバーするために複数のポインティングを備えた820MHzのグリーンバンク望遠鏡を使用して、5つのSNRで電波パルサーを検索しました。潜在的な孤立した連星パルサーと単一パルスをそれぞれ検出するために、周期性検索と最大500m/s^2の加速度検索、および単一パルス検索が各ポインティングに対して実行されました。調査では新しいパルサーは検出されませんでした。ただし、SNRG89.0+4.7の近くにある既知のパルサーPSRJ2047+5029を再検出することができました。電波が静かなガンマ線パルサーPSRJ2021+4026を検出できませんでしたが、0.08mJyのフラックス密度限界が見つかりました。フラックス密度の制限により、調査の感度は以前の調査の2〜16倍になり、同じ残骸の空間範囲全体もカバーされます。研究されたSNRにおけるパルサーの非検出の潜在的な説明について議論し、感度が依然としていくつかの残骸におけるパルサーの欠如の原因である可能性が最も高い要因であると結論付けます。
宇宙線鉄の低エネルギー過剰の発見：局所泡における過去の超新星活動の証拠
| Title |
A_discovery_of_a_low-energy_excess_in_cosmic-ray_iron:_an_evidence_of_the_past_supernova_activity_in_the_Local_Bubble |
| Authors |
M._J._Boschini,_S._Della_Torre,_M._Gervasi,_D._Grandi,_G._Johannesson,_G._La_Vacca,_N._Masi,_I._V._Moskalenko,_S._Pensotti,_T._A._Porter,_L._Quadrani,_P._G._Rancoita,_D._Rozza,_M._Tacconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12735 |
アルファ磁気分光計-02（AMS-02）は、発売以来、宇宙線（CR）種、$\bar{p}$、$e^{\pm}$、およびのスペクトルの優れた品質測定を提供してきました。核、$_1$H-$_8$O、$_{10}$Ne、$_{12}$Mg、$_{14}$Si、これは多くのブレークスルーをもたらしました。最近の待望の驚きの1つは、AMS-02によって公開されたばかりの$_{26}$Feのスペクトルです。大きなフラグメンテーション断面積と大きなイオン化エネルギー損失のために、低エネルギーのCR鉄のほとんどは局所的であり、太陽近傍での比較的最近の超新星（SN）活動に関連するいくつかの特徴を持っている可能性があります。ボイジャー1号とACE-CRISデータとともに新しい鉄スペクトルを分析したところ、1〜2GVでの鉄スペクトルとFe/He、Fe/O、Fe/Si比に予期しないバンプが見られましたが、He、O、Si、およびそれらの比率のスペクトルは存在せず、低エネルギーCRの局所的な発生源を示唆しています。発見された過剰は、陸生および月のサンプル、およびCRにおける放射性$^{60}$Fe堆積物の最近の発見とよく一致します。1MeV核子$^{-1}$から$\sim$10TeV核子$^{-1}$までのエネルギー範囲の鉄の更新された局所星間スペクトル（LIS）を提供します。私たちの計算では、CR$\bar{p}$、$e^{-}$、および核$Z\le28$のLISを導出する際の信頼できるツールであることが証明されているGalProp-HelModフレームワークを採用しています。
赤方偏移$ \ approx $ 11銀河の方向への連続フラッシュのより可能性の高い説明
| Title |
A_more_probable_explanation_for_a_continuum_flash_in_the_direction_of_a_redshift_$\approx$_11_galaxy |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_Michael_I._Andersen,_Gabriel_B._Brammer,_Lise_Christensen,_Johan_P._U._Fynbo,_Bo_Milvang-Jensen,_Pascal_A._Oesch,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12738 |
最近の研究では、$z\sim11$にある銀河GN-z11に関連するガンマ線バースト（GRB）の発見が報告されました。非常に初期の宇宙でGRBである一時的なソースの極端な可能性は、すべてのもっともらしい対立仮説の確実な排除を必要とします。別々のアーカイブMOSFIRE観測で同様の過渡信号の多数の例を特定し、太陽系オブジェクト（自然または人工）がこれらの現象のはるかに可能性の高い説明であると主張します。
GLEAM：ギャラクシーライン放出および吸収モデリング
1D銀河外スペクトルの大きなサンプルの輝線と吸収線にガウスモデルを適合させるためのPythonツールであるGLEAM（GalaxyLineEmission＆AbsorptionModeling）を紹介します。GLEAMは、人間の介入をあまり必要とせずにバッチモードで適切に機能するように調整されています。GLEAMを使用すると、ユーザーは、銀河や活動銀河核などのさまざまなスペクトルを、さまざまな機器のセットアップや信号対雑音比で均一に処理できます。GLEAMは、マルチプロセッシング機能を利用してスペクトルを並列処理します。GLEAMは、ユーザーが再現可能なワークフローを実現することを目的として、スペクトルのグループにフィッティング制約を定義し、エッジケースにオーバーライドを指定できる、中央のユーザーフレンドリーな構成を含む少数の入力ファイルを採用しています。GLEAMは、スペクトルごとに、検出されたスペクトル線と連続体の測定値とエラーバー、および非検出の上限を含むテーブルを作成します。目視検査と公開のために、GLEAMはフィットした線を重ね合わせたデータのプロットを作成することもできます。本稿では、GLEAMの主な機能、必要な入力、期待される出力、および光学/赤外線多物体分光観測と面分光データの大規模なサンプルでの徹底的なテストを含むいくつかのアプリケーション例について説明します。gleamは、https：//github.com/multiwavelength/gleamでホストされているオープンソースプロジェクトとして開発されており、コミュニティの貢献を歓迎しています。
不規則にサンプリングされた時系列で非正弦波の固定形状信号を検出するための高速テンプレートピリオドグラム
| Title |
A_Fast_Template_Periodogram_for_Detecting_Non-sinusoidal_Fixed-shape_Signals_in_Irregularly_Sampled_Time_Series |
| Authors |
John_Hoffman,_Jacob_Vanderplas,_Joel_Hartman,_Gaspar_Bakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12348 |
天体物理学の時系列には、周期的な信号が含まれていることがよくあります。測光調査からの大量の時系列データは、そのような信号を検出して特性化するための計算効率の高い方法を必要とします。この目的で利用できる最も効率的なアルゴリズムは、高速フーリエ変換（FFT）の$\mathcal{O}（N\logN）$スケーリングを利用するアルゴリズムです。ただし、これらの方法は、非正弦波の信号形状には最適ではありません。テンプレートフィット（または周期的整合フィルター）は、事前に既知の信号形状の感度を最適化しますが、計算コストが大幅に高くなります。テンプレートピリオドグラムの現在の実装は、$\mathcal{O}（N_fN_{obs}）$としてスケーリングされます。ここで、$N_f$は試行頻度の数であり、$N_{obs}$は光度曲線の観測の数であり、-凸性。各試行頻度での最適な適合を保証するものではなく、誤った結果につながる可能性があります。この作業では、Lomb-Scargleピリオドグラムの非線形拡張を提示して、正確（病理学的な場合を除いてグローバルに最適なソリューションが得られる）と計算効率（$\mathcal{Oとしてスケーリング）の両方であるテンプレートフィッティングアルゴリズムを取得します。}（特定のテンプレートのN_f\logN_f）$）。各周波数でのテンプレート適合の非線形最適化は、多項式のゼロ発見問題として再キャストされます。この問題では、多項式の係数を、等間隔でない高速フーリエ変換を使用して効率的に計算できます。切り捨てられたフーリエ級数を使用してテンプレートを近似するこの方法は、小さな問題（$N\lesssim10$観測）の既存のアルゴリズムよりも1桁速く、長いベースライン時系列の場合は2桁速いことを示します。$N_{obs}\gtrsim10^4$観測。高速テンプレートピリオドグラムのオープンソース実装は、https：//www.github.com/PrincetonUniversity/FastTemplatePeriodogramで入手できます。
LiteBIRD：宇宙マイクロ波背景放射の全天観測のためのJAXAの新しい戦略的Lクラスミッション
| Title |
LiteBIRD:_JAXA's_new_strategic_L-class_mission_for_all-sky_surveys_of_cosmic_microwave_background_polarization |
| Authors |
M._Hazumi,_P.A.R._Ade,_A._Adler,_E._Allys,_K._Arnold,_D._Auguste,_J._Aumont,_R._Aurlien,_J._Austermann,_C._Baccigalupi,_A._J._Banday,_R._Banjeri,_R._B._Barreiro,_S._Basak,_J._Beall,_D._Beck,_S._Beckman,_J._Bermejo,_P._de_Bernardis,_M._Bersanelli,_J._Bonis,_J._Borrill,_F._Boulanger,_S._Bounissou,_M._Brilenkov,_M._Brown,_M._Bucher,_E._Calabrese,_P._Campeti,_A._Carones,_F._J._Casas,_A._Challinor,_V._Chan,_K._Cheung,_Y._Chinone,_J._F._Cliche,_L._Colombo,_F._Columbro,_J._Cubas,_A._Cukierman,_D._Curtis,_G._D'Alessandro,_N._Dachlythra,_M._De_Petris,_C._Dickinson,_P._Diego-Palazuelos,_M._Dobbs,_T._Dotani,_L._Duband,_S._Duff,_J._M._Duval,_K._Ebisawa,_T._Elleflot,_H._K._Eriksen,_J._Errard,_T._Essinger-Hileman,_F._Finelli,_R._Flauger,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_K._Ganga,_J._R._Gao,_R._Genova-Santos,_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12449 |
宇宙背景放射検出からのBモード偏光とインフレーションを研究するためのLite（光）衛星であるLiteBIRDは、原始宇宙論と基礎物理学のための宇宙ミッションです。JAXAは2019年5月に戦略的大型（Lクラス）ミッションとしてLiteBIRDを選択し、2020年代後半にJAXAのH3ロケットを使用して打ち上げられる予定です。LiteBIRDは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の分極を、前例のない精度で全天にマッピングすることを計画しています。その主な科学的目的は、宇宙のインフレーションからの信号の決定的な検索を実行し、発見を行うか、やる気のあるインフレーションモデルを除外することです。LiteBIRDの測定は、素粒子物理学と宇宙論の標準モデルを超えた重力と他の新しい物理学の量子的性質への洞察も提供します。この目的のために、LiteBIRDは、3つの望遠鏡を使用して34〜448GHzの15の周波数帯域で太陽地球ラグランジュポイントL2で3年間全天観測を実行し、通常の角度で2.16マイクロK-アークミンの合計感度を達成します。0.5度の解像度。100GHzで。科学的な目的、ミッション要件、トップレベルのシステム要件、運用コンセプト、期待される科学的成果など、LiteBIRDプロジェクトの概要を説明します。
TES検出器でのパルス処理：最適なフィルタリングに基づくさまざまな短いフィルター方法の比較。 AthenaX-IFUのケーススタディ
| Title |
Pulse_processing_in_TES_detectors:_comparison_of_different_short_filter_methods_based_on_optimal_filtering._Case_study_for_Athena_X-IFU |
| Authors |
Beatriz_Cobo,_Nicol\'as_Cardiel,_Mar\'ia_Teresa_Ceballos,_Philippe_Peille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12481 |
ESAアテナミッションの枠組みの中で、X線アテナ天文台に搭載されるX線積分フィールドユニット（X-IFU）機器は、超伝導転移端センサー（TES）検出器の極低温マイクロ熱量計アレイです。空間分解高分解能分光法。オンボードイベントプロセッサ（EP）の一部として、再構成ソフトウェアは、検出器に衝突し、検出器に電流パルスを誘導する入射X線光子のエネルギー、空間位置、および到着時間を提供します。選択されたベースライン再構成アルゴリズムの標準的な最適フィルタリング手法であるため、さまざまな変更を分析して、高解像度と見なされるパルスよりも短いパルス（パルスが近いために全長が利用できないパルス）を処理して、最良のものを選択しますエネルギー分解能とコンピューティングパフォーマンスの結果に基づくオプション。短いフィルターのエネルギー分解能を最適化するための最良のアプローチは、0パディングフィルタリング手法であり、計算リソースの削減からも恩恵を受けると結論付けることができます。ただし、オフセット変動に対する感度が高いため、現在、飛行中の実際の安定性に関する統合情報が不足しているため、X-IFUアプリケーションのベースライン処理として使用できません。
TAUKAM：タウテンブルクシュミット望遠鏡用の新しいプライムフォーカスカメラ
| Title |
TAUKAM:_a_new_prime-focus_camera_for_the_Tautenburg_Schmidt_Telescope |
| Authors |
Bringfried_Stecklum_(1),_Sylvio_Klose_(1),_Uwe_Laux_(1),_Tom_L\"owinger_(1),_Helmut_Meusinger_(1),_Michael_Pluto_(1),_Johannes_Winkler_(1),_Frank_Dionies_(2)_((1)_Th\"uringer_Landessternwarte_Tautenburg,_(2)_Astrophysikalisches_Institut_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12554 |
TAUKAMは「TAUtenburgKAMera」の略で、タウテンブルクシュミット望遠鏡の新しいプライムフォーカスイメージャーになります。e2v6kx6kCCDを採用し、SpectralInstrumentsInc.によって製造されています。機器と補助コンポーネントの設計、その仕様、およびデバイスを望遠鏡インフラストラクチャに統合するための概念について説明します。2017年に最初の光が予見されます。TAUKAMは、光学的広視野調査に関係する望遠鏡の観測能力を強化します。
深部伝達学習による惑星状星雲の分類
| Title |
Classification_of_Planetary_Nebulae_through_Deep_Transfer_Learning |
| Authors |
Dayang_N.F._Awang_Iskandar,_Albert_A._Zijlstra,_Iain_McDonald,_Rosni_Abdullah,_Gary_A._Fuller,_Ahmad_H._Fauzi,_Johari_Abdullah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12628 |
この研究では、惑星状星雲（PNe）の分類にディープラーニング（DL）を使用することの有効性を調査します。PNeを他のタイプのオブジェクトと区別すること、およびそれらの形態学的分類に焦点を当てています。3つのImageNet事前トレーニング済みアルゴリズムを使用したディープトランスファー学習アプローチを採用しました。この研究は、香港/オーストラリアの天文台/ストラスブール天文台のH-アルファ惑星状星雲研究プラットフォームデータベース（HASHDB）およびパノラマ調査望遠鏡と高速応答システム（Pan-STARRS）からの画像を使用して実施されました。このアルゴリズムは、パラメーターを調整しなくても、TruePNeを他のタイプのオブジェクトと区別するのに高い成功を収めていることがわかりました。マシューズの相関係数は0.9です。私たちの分析は、DenseNet201が最も効果的なDLアルゴリズムであることを示しています。形態学的分類では、双極、楕円、円形の3つのクラスで、オブジェクトの半分が正しく分類されていることがわかりました。さらなる改善には、より多くのデータおよび/またはトレーニングが必要になる場合があります。トレードオフと将来の作業の潜在的な手段について説明し、深層伝達学習を利用して広視野の天文画像を分類できると結論付けます。
星周円盤イメージングのための形態学的成分分析
| Title |
Morphological_components_analysis_for_circumstellar_disks_imaging |
| Authors |
Beno\^it_Pairet_and_Faustine_Cantalloube_and_Laurent_Jacques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12706 |
天文観測の最近の発展により、星周円盤の直接イメージングが可能になりました。このような拡張された構造の正確な特性評価は、恒星系を理解するために不可欠です。しかし、ホスト星の明るさに比べて星周円盤の強度が弱いため、天文学者は最先端の光学デバイスに加えて、調整された観測戦略を使用する必要があります。それでも、星周円盤の信号を抽出することは、後処理技術に大きく依存しています。この作業では、ディスクとデータを破壊する恒星の光の両方の低複雑性モデルを活用する形態学的成分分析（MCA）アプローチを提案します。ディスクに加えて、私たちの方法は太陽系外惑星を画像化することを可能にします。私たちのアプローチは、数値実験を通じてテストされています。
矮新星を装った古典的な新星？ ASAS-SNによる激変星の爆発特性
| Title |
Classical_Novae_Masquerading_as_Dwarf_Novae?_Outburst_Properties_of_Cataclysmic_Variables_with_ASAS-SN |
| Authors |
Adam_Kawash,_Laura_Chomiuk,_Jay_Strader,_Elias_Aydi,_Kirill_V._Sokolovsky,_Tharindu_Jayasinghe,_Chris_S._Kochanek,_Patrick_Schmeer,_Krzysztof_Z._Stanek,_Koji_Mukai,_Ben_Shappee,_Zachary_Way,_Connor_Basinger,_Tom_W.-S._Holoien,_and_Jose_L._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12239 |
超新星の全天自動捜索システム（ASAS-SN）の前例のない空の範囲と観測のリズムは、銀河系の過渡現象の大規模なサンプルの発見と継続的な監視をもたらしました。これらの大部分は、激変星系での降着による矮新星の爆発ですが、小さなサブセットは、熱核による古典的な新星です。ASAS-SNや他の調査からの新星の銀河の監視が改善されたにもかかわらず、観測された銀河の新星率はまだ予測よりも低いです。古典的な新星を見逃す可能性のある1つの方法は、矮新星のはるかに大きな集団と混同されている場合です。ここでは、ASAS-SNによって検出された1617個の矮新星爆発の特性を調べ、それらを古典的な新星と比較します。古典的な新星の平均は爆発中に約11等級明るくなるのに対し、矮新星の平均はわずか5等級だけ明るくなり、爆発の振幅分布は約15％重なっています。矮新星の爆発では、爆発の振幅と最大値から2等級減少するのにかかる時間が、正の相関関係にあることを初めて示しました。古典的な新星の場合、これらの量は負の相関関係にありますが、以前のいくつかの研究で見つかったこれらの量の強い反相関と比較すると、弱い相関関係にあることがわかります。たとえ遠くに位置していても、少数の推定矮新星だけが誤って分類された古典的な新星である可能性があることを示し、これらの集団間の混乱が最小限であることを示唆しています。これらの候補の将来の分光学的フォローアップは、どれかが本当に古典的な新星であるかどうかを示すことができます。
REBOUNDxにおける恒星進化と潮汐散逸
| Title |
Stellar_Evolution_and_Tidal_Dissipation_in_REBOUNDx |
| Authors |
Stanley_A._Baronett,_Noah_Ferich,_Daniel_Tamayo,_Jason_H._Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12277 |
N-bodyインテグレータREBOUNDの拡張ライブラリであるREBOUNDxに2つの新機能を導入します。1つ目は、数値分割スキームを使用してさまざまな物理学と積分器を結合するための便利なパラメーター補間器です。2つ目は、Hut（1981）の潮汐（スピンの進化なし）の一定のタイムラグモデルを実装します。MESA（恒星天体物理学の実験のためのモジュール）からの主系列後の恒星進化データを使用して、これらの機能のさまざまな例を示します。これらの追加の効果は、REBOUNDxの最新リリースの時点で公開されています。
RbとCsの光共鳴線を示すM-およびL-矮星へのルビジウムとセシウムの基底状態6.8および9.2GHzの超微細遷移を検索しました。光ラインは超微細遷移をポンピングし、メーザーを形成する可能性があります。RbとCsのこれらのスピンフリップ遷移は、原子時計で使用される主要な遷移です（$^{133}$Csの超微細遷移が2番目を定義します）。それらが恒星大気で検出された場合、これらの遷移は、加速度計、太陽系外惑星検出器、一般相対性理論の予測のプローブ、光伝搬効果のプローブ、および基本的な物理学を行う手段として使用できる非常に正確な時計を提供します望遠鏡で。しかし、21個のM-およびL-矮星の観測は、RbまたはCsメーザーの作用の証拠を示さず、巨星の以前の調査では、Rbメーザーは検出されませんでした。
双方向の準周期的高速伝搬磁気音響波による太陽フレアコアの診断
| Title |
Diagnosing_a_Solar_Flaring_Core_with_Bidirectional_Quasi-Periodic_Fast_Propagating_Magnetoacoustic_Waves |
| Authors |
Yuhu_Miao,_Dong_Li,_Ding_Yuan,_Chaowei_Jiang,_Abouazza_Elmhamdi,_Mingyu_Zhao,_and_Sergey_Anfinogentov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12392 |
準周期的高速伝搬（QFP）波は、太陽フレアによって励起されることが多く、Alfv\'enの速度が遅い冠状構造に閉じ込められる可能性があるため、フレアコアと磁気導波管の両方の診断ツールとして使用できます。QFP波の周期性は、周期的なソースから発生するか、分散的に導波される可能性があるため、フレアコアと導波路を診断するための重要なパラメータです。この論文では、2019年3月8日にアクティブ領域NOAA12734で発生するGOESクラスのC1.3太陽フレアによって励起された2つのQFP波を研究します。2つのQFP波は2つの反対方向のコロナルファンネルによって誘導されました。2つのQFP波の周期は同一であり、フレアコアによって放出されたX線および17GHzの電波放射の振動信号の周期とほぼ同じでした。2つのQFP波がフレアコアによって周期的に励起される可能性が非常に高いです。このQFP波イベントの多くの機能は、磁気音叉モデルと一致しています。また、QFP波を用いた地震学的応用を調査したところ、電磁流体力学的地震学で推定された磁場は、磁気外挿モデルで得られた磁場と一致していることがわかりました。私たちの研究は、QFP波がフレアコアと磁気導波路の両方を診断するための優れたツールであることを示唆しています。
連続する太陽プラズマ噴火のデータ駆動型MHDシミュレーション
| Title |
Data-driven_MHD_simulation_of_successive_solar_plasma_eruptions |
| Authors |
Takafumi_Kaneko,_Sung-Hong_Park,_Kanya_Kusano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12395 |
太陽フレアとプラズマ噴火は、プラズマ大気に蓄積された磁気エネルギーの突然の放出です。それらの発生を支配する物理的メカニズムを理解するために、光球からコロナまでの三次元磁場を研究する必要があります。太陽の光球磁場は観測可能ですが、冠状磁場は測定できません。冠状磁場を推測するための1つの方法は、電磁流体力学シミュレーションの下部境界を持つ光球磁場の時系列観測データを含むデータ駆動型シミュレーションを実行することです。逆速度場を導入することにより、シミュレーションの下部境界で観測ベクトル磁場の時間的変化を再現できるデータ駆動法を開発しました。この速度場は、誘導方程式を逆解し、適切なゲージ変換を適用することによって得られます。この方法を使用して、2017年11月にソーラーダイナミクス天文台と太陽磁気活動望遠鏡によって観測された連続する小さな噴火のデータ駆動型シミュレーションを実行しました。シミュレーションは、反対の極性の磁気パッチ間の収束運動をよく再現し、連続した形成と噴火を示しましたらせん状フラックスロープの。
磁束供給は、双曲線磁束管構成の太陽磁束ロープの噴火をどのように引き起こしますか？
| Title |
How_flux_feeding_causes_eruptions_of_solar_magnetic_flux_ropes_with_the_hyperbolic_flux_tube_configuration? |
| Authors |
Quanhao_Zhang,_Rui_Liu,_Yuming_Wang,_Zhenjun_Zhou,_Bin_Zhuang,_Xiaolei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12454 |
冠状磁束ロープは、一般的に大規模な太陽噴火のコア構造であると考えられています。最近の観測では、太陽フレアは一連の「フラックス供給」によって開始される可能性があり、その間に彩層フィブリルが下から上向きに上昇し、既存の隆起と融合することがわかりました。さらなる理論的研究により、フラックス供給メカニズムが、ハゲパッチセパラトリックス表面によって包まれたフラックスロープの噴火を引き起こすのに効率的であることが確認された。しかし、フラックス供給が双曲線フラックスチューブ（HFT）で包まれた冠状フラックスロープにどのように影響するか、そしてそれがフラックスロープの噴火を引き起こすことができるかどうかは不明です。この論文では、2.5次元電磁流体力学モデルを使用して、HFT構成での磁束供給プロセスをシミュレートします。磁束供給は軸方向磁束を磁束ロープに注入するが、ロープのポロイダル磁束は磁束供給後に減少することがわかった。注入された軸方向磁束がロープの臨界軸方向磁束に達するのに十分な大きさである場合、磁束供給は磁束ロープを噴出させることができます。そうでなければ、フラックスロープシステムはフラックス供給後に安定した平衡状態に進化し、それは噴火の開始からさらに遠くなる可能性があり、フラックス供給がこの状況でHFT構成でロープシステムを安定させることができることを示します。
| Title |
Low_Dimensional_Convolutional_Neural_Network_For_Solar_Flares_GOES_Time_Series_Classification |
| Authors |
Vlad_Landa_and_Yuval_Reuveni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12550 |
太陽フレアなどの宇宙天気現象は、ある程度の大きさに達すると大きな破壊力を持ちます。このような大規模な太陽フレアイベントは、宇宙地球の無線通信を妨害し、宇宙地球の電子機器を無力化する可能性があります。現在の研究では、太陽フレア予測モデルを構築するための深層学習アプローチを調査し、利用可能な時系列データに基づいて、特徴抽出の機能とともにその制限を調べます。その目的のために、1、3、6、12、24、48、72、96時間の時間枠でMクラスとXクラスの太陽フレアイベントの確率発生を予測するための多層1D畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を提示します。モデルのパフォーマンスをトレーニングおよび評価するために、1998年7月から2019年1月までの範囲で、ほぼ完全に太陽周期23および24をカバーする利用可能なGeostationaryOperationalEnvironmentalSatellite（GOES）X線時系列データを利用しました。モデルは、2つの異なるシナリオ（1）ランダム選択と（2）時系列選択でトレーニングおよび評価され、後で比較されました。さらに、我々の結果を、同様のアプローチと異なるアプローチの両方で、最先端のフレア予測モデルと見なされる結果と比較します。結果の大部分は、（1）時系列の選択が3\％の劣化係数を取得することを示しています。Mクラスモデルのランダム選択とXクラスモデルの標高係数2\％。（2）X線時系列データのみを利用することを検討した場合、提案されたモデルは他の研究と比較して高スコアの結果を達成します。（3）X線時系列のみと組み合わせた提案モデルでは、MクラスのマグニチュードとXクラスのマグニチュードの太陽フレアイベントを区別できません。すべてのソースコードはhttps://github.com/vladlanda/Low-Dimensional-Convolutional-Neural-Network-For-Solar-Flares-GOES-Time-Series-Classificationで入手できます。
磁化された太陽プロミネンススレッドIIにおけるレイリーテイラー不安定性の2流体シミュレーション。衝突性の影響
| Title |
Two-fluid_simulations_of_Rayleigh-Taylor_instability_in_a_magnetized_solar_prominence_thread_II._Effects_of_collisionality |
| Authors |
B._Popescu_Braileanu,_V._S._Lukin,_E._Khomenko,_A._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12731 |
この作業では、イオン中性衝突が中性流体と帯電流体を完全に結合しない場合のパラメータレジームにおける2流体効果の動的影響と観察可能なシグネチャを調査します。この研究の目的は、非線形2流体数値シミュレーションを使用して、RTIおよびRTIの開発に対する部分イオン化の影響についての理解を深めることです。私たちの二流体モデルは、中性粘度、熱伝導率、および中性と電荷間の衝突相互作用（イオン化/再結合、エネルギーと運動量の伝達、および摩擦加熱）を考慮に入れています。この論文IIでは、プロミネンススレッドをサポートするさまざまな磁場構成の衝突効果に対するRTIダイナミクスの感度を調査します。これは、モデル方程式を変更することにより、弾性衝突と非弾性衝突の両方の影響を人為的に変化させるか、排除することによって行われます。不安定性の開始前に平衡状態にある場合、イオン化流体と中性流体の間のイオン化および再結合反応は、一次RTIの発達に実質的に影響を与えないことがわかります。しかし、そのような反応は、冷たい隆起とより熱い周囲の冠状物質の混合中に二次構造の発達に影響を与える可能性があります。イオン化粒子集団内およびイオン化粒子集団と中性粒子集団の間の衝突性は、RTIの線形および非線形の両方の発達において重要な役割を果たし、小規模構造の発達または減衰における主要な決定要因としてイオン中性衝突頻度があることがわかります。また、イオン流体と中性流体の間の流れのデカップリングの程度と特徴は、粒子間の衝突性とプロミネンススレッドの磁場構成の両方に依存する可能性があることも観察しています。
重力波形と残留特性の偏心バイナリブラックホール代理モデル：同等の質量、非回転の場合
| Title |
Eccentric_binary_black_hole_surrogate_models_for_the_gravitational_waveform_and_remnant_properties:_comparable_mass,_nonspinning_case |
| Authors |
Tousif_Islam,_Vijay_Varma,_Jackie_Lodman,_Scott_E._Field,_Gaurav_Khanna,_Mark_A._Scheel,_Harald_P._Pfeiffer,_Davide_Gerosa,_and_Lawrence_E._Kidder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11798 |
現在および将来の重力波検出器でますます重要な役割を果たすことが期待される、偏心ブラックホール連星システムの数値相対論代理モデルを構築するための新しい戦略を開発します。新しい代理波形モデル\texttt{NRSur2dq1Ecc}を導入します。これは、合併前の参照時間$5500M$で測定した場合、最大$0.2$の偏心を持つ47個の非回転の等質量波形を使用します。これは、偏心数値相対論シミュレーションで直接トレーニングされた最初の波形モデルであり、マージの前にバイナリを循環させる必要はありません。このモデルには、$（2,2）$、$（3,2）$、および$（4,4）$のスピン加重球面調和関数モードが含まれています。また、最終的なブラックホールモデル\texttt{NRSur2dq1EccRemnant}を作成します。これは、残りのブラックホールの質量とスピンをモデル化します。波形モデルが$\approx10^{-3}$の不一致のある数値相対論波形を正確に予測できるのに対し、残りのモデルは$\upperx5\times10^{よりも小さい誤差で最終的な質量と無次元スピンを回復できることを示します。-4}M$と$\upperx2\times10^{-3}$。波形モデルは、特別なアドホックモデリング手順なしで、リングダウン信号のモードミキシングなどの微妙な効果も回復できることを示します。最後に、等質量バイナリでのみトレーニングされているにもかかわらず、\texttt{NRSur2dq1Ecc}は、$より小さい偏心に対して$\simeq10^{-2}$の不一致がある質量比$q\approx3$まで合理的に拡張できることを示します。合併前の参照時間$2000M$で測定された\sim0.05$。ここで開発された方法は、パラメータ空間のより広い領域で将来の偏心代理モデルを構築するのに役立つはずです。
3回目のAdvancedLIGO-Virgo観測実行からのデータを使用した宇宙ひもの制約
| Title |
Constraints_on_cosmic_strings_using_data_from_the_third_Advanced_LIGO-Virgo_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Auclair,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_et_al._(1526_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12248 |
AdvancedLIGOおよびVirgoの完全なO3データセットで宇宙ひもによって生成された重力波信号を検索します。検索結果は、カスプ、キンク、および初めてキンクキンク衝突などの宇宙ひもループ機能によって生成された重力波に対して表示されます。cテンプレートベースの短期間の過渡信号の検索では、検出は行われません。また、O3データから導出された確率的重力波バックグラウンドエネルギー密度の上限を使用して、2つの宇宙ストリングのキンク数またはカスプ数の関数として宇宙ストリング張力$G\mu$を制約します。ループ分布モデル。cさらに、これら2つのモデル間を補間する3番目のモデルを開発してテストします。私たちの結果は、テストされるモデルに応じて、$G\mu$に対する以前のLIGO-Virgo制約を1〜2桁改善します。特に、1つのループ分布モデルでは、これまでで最も競争力のある制約$G\mu\lesssim4\times10^{-15}$を設定しました。
この論文では、シュワルツシルトブラックホールの正則化の可能性の原因としてヘイワードのパラメータを導入することにより、ブラックホールの熱力学の法則に関してモリーナ\＆ビジャヌエバによって最近アプローチされたヘイワードブラックホールの熱力学を研究し続けます。ここでは、熱力学的多様体の断熱葉層が極値部分空間によって制限されていることを示します。したがって、後者は断熱的に到達することはできません。この機能の直接の結果は、2つの極値ヘイワードブラックホールの合併が不可能であるということです。
異常ゲージボソン質量の消しゴムとしての創発重力とQFT-GRコンコード
サハロフの誘導重力と同じ基本設定で、ゲージボソンが紫外線カットオフ$\Lambda_\wp$に比例して異常な質量を獲得するゲージセクターに特に重点を置いて、有効場の量子論（QFT）で重力の出現を調査します。。$\Lambda_\wp^2$補正がゲージとポインケアの対称性を明示的に壊すという事実を利用して、$\Lambda_\wp^2$を共分散関係として時空曲率にマッピングすることが可能であることがわかり、それもわかります。このマップは、異常なゲージボソンの質量を消去します。結果として得られるフレームワークは、一般相対性理論（GR）によって重力を記述し、$\log\Lambda_\wp$補正（次元正則化）を使用してQFT自体によって物質を記述します。このQFT-GRコンコードは、標準模型を超える新しい物理の存在を予測しているため、新しい物理は、暗黒物質、暗黒エネルギーなどを含む、相互作用の弱いセクター、または相互作用のないセクターでさえあります。コンコードは、コライダー、天体物理学、宇宙論の現象に結果的に影響を及ぼします。
ブートストラップされたニュートンソースの外部の有効なメトリック
| Title |
Effective_metric_outside_bootstrapped_Newtonian_sources |
| Authors |
Roberto_Casadio,_Andrea_Giusti,_Iber\^e_Kuntz,_and_Giulio_Neri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12471 |
周囲の真空内の静的球対称完全流体によって生成されたブートストラップニュートンポテンシャルから、完全な時空メトリックを決定します。このメトリックには、基礎となる完全な力学理論を制約するためにさらに使用できるポストニュートンパラメータが含まれています。実験範囲内のポストニュートンパラメータの値の場合、再構築されたメトリックは、事象の地平線の外側の領域全体で一般相対性理論のシュワルツシルト解に非常に近いように見えます。ただし、後者は、シュワルツシルトの場合と比較して、同じ質量値の場合はサイズが大きくなります。
重力波干渉法の最近の開発には、重力波の生成と伝播のより適切な理論モデルが必要です。スピン2時空摂動生成の手つかずの可能なメカニズム、他のブラックホール（BH）でのその後の散乱を検討します。具体的には、ミンコフスキー時空と反ド・ジッター時空の歪んだBH（物質で囲まれたBH）の場合のRegge-Wheeler-Zerilli方程式の一般化を検討します。そのメトリックポテンシャルはLiouville方程式に従います。伝播背景の球対称性を失うことによって引き起こされる、重力波を含む、異なるスピンと角運動量の波の散乱特性に有意差を確立します。特に、背景形状の変形が灰色体因子、したがって散乱波の吸収断面積に強い影響を与えることを示し、変形度パラメータを変更したときの背景形状の安定性の問題を調査します。
磁化されたホログラフィックプラズマのオペレーターの寿命と力のない電気力学的限界
| Title |
Operator_lifetime_and_the_force-free_electrodynamic_limit_of_magnetised_holographic_plasma |
| Authors |
Napat_Poovuttikul,_Aruna_Rajagopal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12540 |
より高い形式のグローバル対称性のフレームワークを使用して、スクリーニング効果のために保存されていない電界演算子の寿命を評価することにより、力のない電気力学の有効性の体制を調べます。低エネルギープラズマと同じグローバル対称性を持つホログラフィックモデルに焦点を当て、強い磁場領域での（保存されていない）電束の寿命を取得します。寿命は磁場の強さに反比例するため、強磁場領域では抑制されます。
